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Naturwissenschaftliche Rundschau, XIII. Jahrgang. 1898. 



Nr. 41. 



Bilder, die es liefert, erscheinen absolut rund. Nach 

 der Theorie sollte es zwei Sterne, deren Mitten 0,19" 

 von einander entfernt sind, getrennt zeigen. In der 

 That wurden auch Doppelsterne von 0,20" Distanz 

 bei günstigen Umständen deutlich getrennt gesehen, 

 während bei noch kleinerem Abstände die längliche 

 Form des Sternbildchens gut erkennbar war. See 

 nennt nur solche Doppelsterne schwierig, deren Distanz 

 geringer als 0,3", oder deren eine Componente bei 

 grofsem Abstände sehr schwach ist (unter 14. Gröfse). 

 Kurze Umlaufszeiten sind fast nur bei solchen 

 Sternpaaren zu erwarten , die für ein Fernrohr wie 

 der Lowellrefractor schon zu den schwierigeren Ob- 

 jecten zu zählen wären. In der mittleren Entfernung 

 der Sterne 5. Gröfse entspricht eine scheinbare 

 Distanz von l" einem wahren Abstände von unge- 

 fähr einer „Neptunsweite" (30 Erdbahnradien). Ist 

 die Gesammtmasse eines solchen Systems gleich der 

 Sonnenmasse, dann würde die Umlaufszeit 160 Jahre 

 dauern. Die ersten zuverlässigen Messungen von 

 Sternpaaren mit so kleiner Distanz sind vor 70 bis 

 80 Jahren von W. Struve gemacht. Ein sehr 

 leichter Doppelstern , schon in 2 zölligen Fernrohren 

 als solcher erkennbar, ist Mizar, J im grofsen Bären. 

 Der Abstand des Begleiters vom Hauptsterne beträgt 

 14,5". Da nach Höfflers Untersuchung (Rdsch. 

 1898, XIII, 4) die Parallaxe von Mizar gleich 0,016" 

 anzunehmen ist, so befinden sich jene zwei Sterne in 

 einer Entfernung von nahe 900 Erdbahnradien oder 

 30 Neptunsweiten von einander, vorausgesetzt, dafs 

 ihre Distanz nicht perspectivisch verkürzt erscheint. 

 Ein von unserer Sonne so weit entfernter Planet 

 würde zu einem Umlaufe gegen 27000 Jahre brauchen. 

 Aus den Rechnungen, welche Pickering über den 

 spectroskopischen Begleiter des Mizar angestellt hat, 

 würde aber eine Masse für Mizar folgen, die 40 mal 

 so grofs wäre, als die Sonnenmasse. Dadurch würde 

 jene Periode auf 4000 Jahre reducirt; auf eine mehr- 

 tausendjährige Umlaufszeit weist auch die äufserst 

 langsame Bewegung des Begleiters hin. Die Mes- 

 sungen der „weiten" Doppelsterne werden also erst 

 in künftigen Jahrhunderten fruchtbringend zu ver- 

 werthen sein; jetzt können sie nur zur Ermittelung 

 gewisser constanter Fehler in Doppelsternmessungen 

 benutzt werden. Im übrigen müssen wir, wenn wir 

 die Entstehung der Doppelsterne erforschen , ihre 

 Massen und sonstigen physischen Eigenschaften er- 

 mitteln wollen, die Bahnen mit kurzen Umlaufszeiten 

 unseren Studien zugrunde legen , also vor allem die 

 engen Sternpaare berücksichtigen. Freilich sind für 

 diese Zwecke die engsten Systeme keineswegs die 

 günstigsten , weil bei ihnen die Messungsfehler einen 

 verhältnifsmäfsig grofsen Betrag erreichen und die 

 Bestimmung der Bahnform sehr erschweren. Die 

 Gestalt der Bahnen, namentlich die Excentricität, ist 

 aber ein wichtigeres Element in kosmogonischer Hin- 

 sicht, als die Umlaufszeit, wie besonders aus den 

 Untersuchungen von See und G. H. Darwin über 

 den Einflufs der Gezeiten auf die Bahnen der 

 Himmelskörper hervorgeht (Rdsch. 1893, VIII, 285). 



Die von See entdeckten 500 südlichen Doppel- 

 sterne vertheilen sich ihren Distanzen nach auf fol- 

 gende Gruppen: 



Distanz 



In der 8. Gruppe finden sich nur besonders helle 

 Sterne, für die ein Abstand von 25" als auffällig 

 gering anzusehen ist. Sonst sind die weiten Paare 

 (5. bis 7. Gruppe) meist solche Systeme, in denen ein 

 heller Stern einen sehr schwachen Begleiter besitzt. 

 Es ist nicht ohne Interesse, sich die Mannigfaltigkeit 

 der Verhältnisse in Doppelsternsystemen an einigen 

 Beispielen zu veranschaulichen. Zu den ersten drei 

 Gruppen sind unter anderen folgende Systeme zu 

 rechnen: 



Stempaar Grofsen Distanz 



79 Eridani 4,7. und 7,3. 0,30" 



95 Fornacis 6. „ 6. 0,17 



14 Velorum 7. „ 7,3. 0,26 



p „ 4,6. „ 5,2. 0,47 



d Centauri 5. „ 5. 0,19 



fl Scorpii 5. „ 5,7. 0,23 



Zu der 5., 6. und 7. Gruppe gehören: 



sternpaar Grofsen Distanz 



« Phönicis 2,2. und 14,1. 9,0" 



X Velorum 2,5. „ 14,8. 17,1 



7] Centauri 2,6. „ 14,8. 5,6 



& Scorpii 2. „ 14. 6,2 



Beim Canopus, dem zweithellsten Fixsterne, steht 

 ein Sternchen 15. Gr. in 30" Entfernung; ähnliches 

 gilt von dem Sterne 1. Gröfse Fomalhaut. Solche 

 weit abstehende Sterne können immerhin physisch 

 mit ihren hellen Nachbarn verbunden sein , wie viele 

 Beispiele vom nördlichen Sternhimmel beweisen 

 (namentlich Aldebaran). Es ist also nicht gerecht- 

 fertigt, wie das vielfach geschieht, weite Sternpaare 

 gänzlich auszuschliefsen. Auch ec Centauri ist gegen- 

 wärtig ein weites Paar (22" Abstand) von sehr lang- 

 samer Stellungsänderung; von 1892 bis 1897 nahm 

 der Positionswinkel nur um 2,5" zu, von 1875 bis 

 1880 dagegen um 150"! Mancher der jetzt scheinbar 

 stillstehenden Begleiter kann also trotzdem eine 

 kurze Umlaufszeit besitzen. 



Ein grofses Verdienst hat sich Herr See auch 

 dadurch erworben , dafs er von Doppelsternen , die 

 anderwärts als solche entdeckt, aber nicht gemessen 

 worden sind , zum ersten male mikrometrisch die 

 Positionen festlegte und damit eine Grundlage für 

 spätere Bahnberechnungen schuf. In anderen Fällen 

 haben die Messungen von See im Vergleich mit 

 früheren entschieden , ob Bahnbewegungen vorliegen 

 oder nicht. Einige besonders interessante Systeme 

 sind: cc Grucis, zwei gleichhelle Sterne 2,6. Gr., die 

 seit 70 Jahren ihre Stellung unverändert beibehalten 

 haben (Dist. = 5,0"); y Lupi, dessen Bahn mit der 

 Gesichtslinie zusammenfällt, somit uns als gerade 

 Linie erscheint; Antares, ein grüner Begleiter 7. Gr. 

 bei dem stark rothen Hauptsterne 1,8. Gr. in 3 Ab- 



