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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 42. 



lieh unternommen habe mit den verhält nissrnässig 

 ärmlichen Mitteln, die mir zur Verfügung standen, 

 nämlich die Bewegungen einiger planetarischen Nebel 

 in der Gesichtsliuie zu messen. Da die Sterne be- 

 trächtliche Bewegungen im Räume haben, war zu 

 erwarten, dass die Nebel ähnliche Bewegungen haben 

 würden , da die Bewegungen der Sterne auch den 

 Nebeln eigen gewesen sein müssen, aus denen sie sich 

 entwickelt haben. Meine instrunientellen Hülfsmittel, 

 welche mein Entdeckungsvermögen auf Bewegungen 

 beschränkte, die grösser sind als 25 Meilen in der 

 Secunde, waren unzureichend. Herr Keeler aber hat 

 bei der Prüfung von 10 Nebeln Bewegungen gefunden, 

 welche von 2 Meilen bis 27 Meilen variirten, mit 

 einer exceptionelleu Bewegung von nahezu 40 Meilen. 

 Für den Orionnebel findet Herr Keeler eine Ent- 

 fernungs-Beweguug von etwa 10 Meilen in der Secunde. 

 Nun stimmt diese Bewegung nahezu mit der, welche 

 derselbe haben müsste in Folge der Bewegung des 

 Sonnensystemes, so weit es bisher möglich war, die 

 wahrscheinliche Geschwindigkeit der Sonne im Räume 

 zu bestimmen. Dieser grosse Nebel von gewaltiger 

 Ausdehnung und äusserster Düunheit ist also wahr- 

 scheinlich nahezu in Ruhe relativ zu den Sternen 

 unseres Systems, mehr als irgend ein anderes Himmels- 

 objeet, das wir kennen; dennoch ist es wohl wahr- 

 scheinlicher, dass wir auch hier irgend welche Be- 

 wegung haben, so klein sie auch sein mag, als dass 

 die Bewegungen der Materie, aus der dieser Nebel 

 besteht, so absolut balancirt seien, dass er allein in 

 der Position absoluter Unbeweglichkeit bliebe in der 

 Mitte von wirbelnden und forttreibenden Sonnen und 

 Sonnensystemen. 



Die spectroskopische Methode, Iliminelsbewegun- 

 gen in der Gesichtsliuie zu bestimmen, ist jüngst in 

 einer neuen, aber nicht ganz unerwarteten Richtung 

 fruchtbar gewesen; denn sie hat uns so zu sagen ein 

 Trennungsvermögen gegeben, das weit hinausgeht 

 über das irgend eines Teleskops, welches der Glas- 

 macher und Optiker construiren kann, und uns so in 

 den Stand gesetzt, in Geheimnisse einzudringen, die 

 in den scheinbar einfachen Sternen verborgen sind, 

 von denen man gar nicht vermuthet hat, dass sie 

 Doppelsj'steme seien. Das Spectroskop hat nicht allein 

 die Liste der bekannten Doppelsterne bereichert, 

 sondern hat uns zum ersten Male Kenntniss gegeben 

 von einer neuen Klasse von Sternsystemen, in denen 

 die Componenten in einigen Fällen von nahezu 

 gleicher Grösse und in grosser Nähe bei einander 

 sind und mit Geschwindigkeiten umlaufen, welche die 

 planetaren Geschwindigkeiten unseres Systems weit 

 übertreffen. 



Die 7L-Linie in den Photographien von Mizar, welche 

 auf dein Observatorium des Harvard -College auf- 

 genommen worden, wurde doppelt gefunden in Inter- 

 vallen von 52 Tagen. Das Spectrum rührte somit 

 nicht von einer einzigen Lichtquelle her, sondern 

 von der combinirten Wirkung zweier Sterne, die sich 

 periodisch nach entgegengesetzten Richtungen in der 

 Gesichtslinie bewegen. Es ist klar, dass, wenn zwei 



Sterne um ihren gemeinsamen Schwerpunkt in einer 

 Ebene umlaufen, die nicht senkrecht ist zur Gesichts- 

 liuie, alle Linien in einem Spectrum, das beiden Sternen 

 gemeinsam ist, abwechselnd einfach und doppelt er- 

 scheinen werden. 



Bei Mizar und den anderen zu erwähnenden 

 Sternen sind die spectroskopischen Beobachtungen 

 noch nicht weit genug ausgedehnt, um mehr als eine 

 ungefähre Bestimmung der Elemente ihrer Bahnen 

 zu gestatten. 



Mizar namentlich bedarf wegen seiner relativ 

 laugen Periode, etwa 105 Tage, weiterer Beobach- 

 tungen. Jeder der beiden Sterne bewegt sich mit 

 einer Geschwindigkeit von etwa 50 engl. Meilen in 

 der Secunde, wahrscheinlich in elliptischen Bahnen; 

 sie sind gegen 143 Mill. Meilen von einander ent- 

 fernt. Die Sterne von etwa gleicher Helligkeit haben 

 zusammen eine Masse etwa 40 mal so gross wie unsere 

 Sonne. 



Ein ähnliches Verdoppeln der Linien zeigte sich 

 in den Harvard-Photugraphieu von ß Aurigae in dem 

 merkwürdig kurzen Intervall von fast genau zwei 

 Tagen und wies auf eine Umlaufsperiode von unge- 

 fähr vier Tagen hin. Nach Vogel's späteren Beob- 

 achtungen hat jeder Stern eine Geschwindigkeit von 

 nahezu 7t) Meilen in der Secunde, während der Ab- 

 stand zwischen den Sternen etwas mehr als 7Va Mil- 

 lionen Meilen beträgt und die Masse des Systems 

 4,7 mal die der Sonne übertrifft. Das System nähert 

 sich uns mit der Geschwindigkeit von etwa 16 engl. 

 Meilen in der Secunde. 



Das Teleskop hätte uns niemals Doppelsterne 

 dieser Ordnung enthüllen können. Vereinigt man 

 bei ß Aurigae Vogel's Abstand mit Pritchard's 

 neuer Bestimmung der Parallaxe des Sternes, so 

 würde der grösste Wiukelabstand der Sterne, von 

 der Erde aus gesehen, Väoo einer Bogensecunde sein, 

 und deshalb bei Weitem viel zu klein, um durch die 

 grössten Teleskope entdeckt zu werden. Wenn wir 

 die gewöhnlich aeeeptirte Beziehung zwischen Oeffnung 

 und Trennungsvermögen nehmen, dann würde ein 

 Objectivglas von 80 Fuss Durchmesser nothwendig 

 sein , um diesen Doppelstern zu trennen. Das Spec- 

 troskop, welches von der Entfernung keine Notiz 

 nimmt, vergrössert so zu sagen diese kleine Winkel- 

 entfernung 4000 mal; mit anderen Worten, das Ver- 

 doppeln der Linien, welches die zu beobachtende Er- 

 scheinung ist, steigt zu dem leicht messbaren Werthe 

 von 20 Bogensecunden. 



Wohl waren veränderliche Sterne von kurzer 

 Periode bekannt, welche, wie mau vermuthet hat, 

 erklärt werden könnten aus der Hypothese, dass ein 

 dunkler Körper um eine helle Sonne in wenig Tagen 

 kreist; aber dieser Theorie wurde der Einwand ent- 

 gegengehalten, dass man von der Existenz solch eng 

 um einander kreisender Sonnen nichts wisse. 



Die Harvard -Photographien, von denen wir ge- 

 sprochen , waren mit einem Spectroskop ohne Spalt 

 aufgenommen, in dem die Prismen, wie bei Fraun- 

 hofer, vor dem Objectiv des Teleskops standen. Ob-- 



