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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 23. 



einziger Stelle desselben eine Erhöhung bilden, so 

 dass das Ganze die Gestalt einer Birne annimmt. 

 Die Erhöhung wächst mit zunehmender Rotations- 

 geschwindigkeit, zwischen ihr und dem übrigen Theile 

 des ganzen Körpers entsteht eine Einschnürung, die 

 immer tiefer wird, bis der Zusammenhang ganz auf- 

 hört und nun zwei Körper von ähnlicher Grösse vor- 

 handen sind. Dieselben werden aber gewisserinaassen 

 immer noch ein starres System bilden, indem sie sich 

 stets dieselbe Seite zuwenden und also in der nämlichen 

 Zeit einen Umlauf um den gemeinsamen Schwerpunkt 

 wie auch eine Rotation um ihre eigenen Axen voll- 

 führen. Beide Körper deformiren sich gegenseitig 

 durch Gezeitenwirkung; die Fluthwellen stehen auf 

 ihnen aber fest, so lange eben Revolution und Rotation 

 gleich sind. Findet nun eine weitere Contraction 

 statt, so hört diese Gleichheit auf und die Fluthwellen 

 wandern über die Oberflächen der beiden Körper hin. 

 Durch die entstehende Reibung werden die Rotationen 

 wieder verlangsamt; die in dieser Weise verloren 

 gehende Bewegungsgrösse muss, wie die mathematische 

 Behandlung der Frage durch Herrn See darthut, sich 

 zur Bahnbewegung addiren, der Weg, den die zwei 

 Componenten um ihren gemeinschaftlichen Schwer- 

 punkt zurücklegen, würde linear länger werden. Dies 

 bedeutet, dass die Bahnen sich erweitern und die mitt- 

 leren Entfernungen grösser werden müssen. Nament- 

 lich ergiebt sich auch unter gewissen Bedingungen 

 eine sehr starke Zunahme der Excentricität. 



Diese Theorie, dass die Gezeitenreibung auf die 

 Bahnen der Körper eines Systemes einen starken 

 Einfluss haben müsse, wurde schon von G.H.Darwin 

 zur kosmogoniscben Erklärung des Systemes Erde — 

 Mond benutzt, wo die Massen einander weit ähnlicher 

 sind, als z. B. die Masse der Sonne und die eiues 

 Planeten, selbst des Jupiters. 



Je mehr sich die zwei Sterne im Laufe der Jahr- 

 tausende verdichten, desto schwächer werden natür- 

 lich auf ihnen die Gezeiten und desto geringer die 

 Bahnänderungen. Aus der Abhandlung des Herrn See 

 sei folgendes Beispiel entnommen: Zwei Massen, jede 

 das dreifache der Sonnenmasse und dabei den ganzen 

 Raum innerhalb der Jupiterbahn erfüllend, stehen 

 von einander um eine Neptunsweite ab, gerechnet von 

 Mittelpunkt zu Mittelpunkt. In Einheiten des Erd- 

 bahnradius wären also die Radien gleich 5, die Ab- 

 stände der Mittelpunkte 30, die der Oberflächen 20. 

 Die Dichte dieser Körper verhält sich dann zur Dichte 

 der Erde wie 1:1700 Millionen, ist also äusserst 

 gering. Die Abplattung setzt Herr See gleich 0,4 

 und berechnet dann eine Zunahme der gegenseitigen 

 Distanz von 30 auf 50 Erdbahnradien im Maximum, 

 wahrend die Excentricität von 0,1 bis 0,57 wächst. 

 Wir hätten also hier schon einen stark excentrischen 

 Doppelstern vor uns und ähnliche Fälle existiren 

 wirklich, wie z. B. « Centauri eine Excentricität von 

 etwa 0,53 besitzt. 



Bei jener grossen Ausdehnung und minimalen 

 Dichte müssten die zwei ursprünglichen Componenten 

 für uns als zwei Nebel erschienen sein. Herr See 



weist daher auf die Bedeutung hin . welche Doppel- 

 nebel für seine Theorie besitzen. Leider scheint es 

 uns aber nicht vergönnt zu sein, etwas über die 

 gegenseitige Bewegung solcher Doppelnebel zu er- 

 fahren ; bisher wenigsteus hat noch bei keinem solchen 

 Systeme eine Veränderung der Lage nachgewiesen 

 werden können und auch ihre Ortsveränderungen, 

 d. h. ihre Eigenbewegungen , sind jedenfalls sehr 

 schwach. Die scheinbaren Geschwindigkeiten sind 

 für uns beinahe der einzige Anhalt für die Schätzung 

 von Entfernungen in der Fixsternwelt. Man möchte 

 daher vermuthen, dass jene Nebel von uns sehr weit 

 abstehen ; dann müssten auch die scheinbar schon weit 

 getrennten Componenten eines solchen Doppelnebels 

 in Wirklichkeit viel weiter von einander abstehen, 

 als die Componenten der eigentlichen Doppelsterne, 

 bei denen wir Bahnbewegnugen zu erkennen ver- 



mögen. Vielleicht sollte man die Doppelnebel daher 

 eher als die Vorläufer der Sternsysteme in weiterem 

 Sinne betrachten, deren Glieder wir an der Gleich- 

 heit der Eigenbewegungen erkennen, wie etwa Mizar 

 und Alcor im grossen Bären. 



Als ein Vorzug der Untersuchungen des Herrn 

 See ist es jedenfalls anzusehen, dass sie auf dem 

 Grund einfacher und möglicher Voraussetzungen 

 streng mathematisch aufgebaut sind. So ungewöhn- 

 lich sich auch die Resultate dem Astronomen dar- 

 stellen, der die Bewegungen der Glieder eines Systems 

 erfahiungsgemäss im Grossen und Ganzen nach den 

 Keppler'schen Gesetzen vor sich gehen sieht und 

 selbst bei scharfen Berechnungen den Einfluss der 

 Gestalt und Beschaffenheit der aufeinander wirken- 

 den Körper nur als einen ganz geringen, fast ver- 

 schwindenden betrachten darf, so lassen Bie sich doch 

 nicht ohne Weiteres zurückweisen. Man könnte 

 höchstens die Wahrscheinlichkeit einiger Prämissen 

 in Zweifel ziehen, womit man aber zugleich auf die 



