Nr. 10. 



NaturwisscnscbaCtlichc Wochcuscbrift. 



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Sterns auf Punkte fjleichen Abstnde mit der Richtung 

 variire, nach anderen miisste die Anziclningskrat't mit zu- 

 ncbmender Entfenmng ber jedes Mauss liinaus wachsen. 

 Man ist deshalb zu dem Ausspruch bcreclitigt, dass das 

 Newton'sche Gesetz nicht nur die Bewegung im Sonnen- 

 system, sondern aucii die der Doppclsterne bestimmt. 



Wenn in einem Doppelsternsystem die beiden Glieder 

 sich im umgekehrten Verbltniss des Quadrats ihres Ai)- 

 standes anziehen, so geschieht dies nicht einfach wegen ihrer 

 relativen Nhe; diese maciit die Bewegungen nur merkbarer 

 und gestattet uns, dieselbe nach einem verliltnissmssig 

 kurzem Zeitraum zu messen. Man darf annehmen, dass 

 zwei Sterne in beliebiger Entfernung von einander sich 

 in derselben Weise anziehen und dass die hervorgebrachten 

 Bewegungen im Lauf der Jalirbunderte merkliche werden: 

 deshalb kann man auch das Newton'sche Gesetz das 

 Gesetz der allgemeinen Gravitation nennen. 



Unter den verschiedenen Doppeisternen giebt es einige 

 deren Entfernung von der Erde bekannt ist; bei diesen 

 kann man den Fall des Begleiters zum Ilauptstcrn in 

 Metern fr die Sekunde berechnen. Das Verfahren ist 

 dasselbe als wemi es sich um einen Planeten und die 

 Sonne handelte, aber eine wichtige Bemerkung muss stets 

 gemacht werden: der fragliche Fallraum setzt sich in 

 Wirklichkeit aus zwei Thcilcn zusammen, demjenigen des 

 Begleiters nach dem als fest gedachten Hauptstern und 

 demjenigen des Letzteren gegen den seinerseits als un- 

 beweglich angenommenen Satelliten. I^ls ist dies eine 

 Folgerung aus dem Umstnde, dass die beiden Sterne sich 

 gegenseitig anziehen und die gesammte Anziehung gleich 

 der Summe der partiellen ist. Es leuchtet ein, dass der 

 Verlauf ein derartiger sein wird als ob der Hauptsfern 

 fest stnde und seine Masse um diejenige des Begleiters 

 vermehrt wre. Es ist l)rigens im Sonnensystem genau 

 so, und wenn wir Nichts davon erwhnt haben, so ge- 

 schah es deshalb, weil man die Massen der Planeten 

 ifn VerliltnisS zu derjenigen der Sonne vernachlssigen 

 kann. 



Man kann also den Fallraum des Begleiters fr eine 

 Sekunde bestimmen, und alsdann berechnen, wie gross 

 derselbe sein wrde, wenn der Begleiter soweit von seinem 

 Hauptstern abstnde wie die Sonne von der Erde. Nun 

 weiss man aber ferner wie weit er unter letzterer Be- 

 dingung gegen die Sonne hin fallen wrde, nach dem 

 Gesetz der Bewegung der Erde, und das Verbltniss der 

 beiden erlangten Zahlen giebt zugleich dasjenige der 

 Masse der beiden Sterne zur Sonnenniasse. 



Folgende Zahlen wurden fr vier Gruppen erhalten, 

 deren Entfernung von der Erde ziemlich verbrgt ist: 



Summe der Massen; 



Centauri . . 1.8 fache der Sonnenmasse 

 Tj Cassiopejae 8.3 rt n v 



70p Ophiuchi . . 2.5 



0^ Eridani. . . 1.0 



Die hierbei zu Grunde gelegten jhrlichen Parallaxen 

 sind: 0."80, 0."15, 0."17 und 0."22. Hier haben wir 

 also einen Stern erster Grsse Centauri, dessen Masse bei- 

 nahe doppelt so gross wie die der Sonne ist. rj Gassiopejae 

 mit mehr als 8 facher Sonnenmasse ist nur 4. und die 

 anderen beiden Sterne sind 4^/n. Grsse. 



Ist dies nicht ein herrliches Resultat, welches den di- 

 recten und berzeugenden Beiweis enthlt, dass die zahllosen 

 Sterne Sonnen wie die unsere sind, und die Letztere um- 

 gekehrt nicht mehr bedeutet als ein Stern der unteren 

 Klassen unserer Cataloge? 



Zum Schluss bleibt uns noch brig von einem Doppel- 

 stern ganz besonderer und interessanter Art zu sprechen, 

 nmlich von Sirius und seinem Begleiter. Man weiss 



heutzutage, dass eine grosse Zahl von Sternen Eigen- 

 bewegungen besitzt, die jedoch von der Erde aus gesehen 

 sehr klein ersclicinen, jhrlich einige Bogensecunden in 

 Projection auf die Himmelskugel. Diese Bewegungen hat 

 man bis jetzt als gleichfrmig betrachten knnen, und die 

 Uebertragung der jhrlichen Oerter auf eine Himmels- 

 karte grossen Maassstabes ergiebt in der That, dass sie 

 alle mit gleichen Zwischenrumen auf einer Geraden 

 liegen. Jlan wird deshalb ein fr alle Mal zwei unver- 

 nderliche Grssen bestimmen, nmlich die jhrliche Eigen- 

 bewegung in Rectascension und Declination, und alsdann, 

 wenn diese mit gengender Genauigkeit bekannt sind, im 

 Stande sein, den Ort des Sterns an der Himmelskugel 

 fr einen beliebigen Zeitpunkt im Voraus zu berechnen. 

 Wir verdanken Bessel die sehr genaue Bestimmung 

 der Eigenbewegung von 36 Fundamentaisternen, welche 

 er durch Vergleichung seiner eigenen Beobachtungen mit 

 denen Bradleys erhielt. Seine diesbezglichen Unter- 

 suchungen fhrten ihn zu einem hchst unerwarteten Re- 

 sultat: die Bewegung des Sirius war nicht gleichfrmig. 

 Zum Beweise fhren wir nachstehend die Fehler an, 

 welche die Annahme der gleichmssigen Ortsvernderung 

 in den seit einem Jahrhundert beobachteten Rectascensionen 

 brig lsst, von denen jede auf einer grossen Anzahl von 

 Einzelbestimmungen beruht: 



1825 0.03 

 1828 0.03 

 1830 + 0.05 

 1832 -f 0.08 

 1835 + 0.19 

 1843 + 0.32 

 Der regelmssige Gang dieser Zahlen, besonders seit 

 1828 wo die Beobachtungen nher liegen und genauer 

 sind, fhrte Bessel zu dem Schluss, dass die Annahme 

 der gleichfrmigen Rectascensionsnderung des 

 Sirius mit den Beobachtungen unvertrglich ist. 

 Darauf legte Bessel sich die Frage vor, welches der 

 Grund zu dieser vernderliehen Eigenbewegung sein knne, 

 und nach einer sehr grndlichen Untersuchung entschied 

 er, dass diese Unregelmssigkeiten hervorgebracht wrden 

 durch die Anziehung eines unbekannten dunklen Krpers, 

 der selbst vernderliche Bewegung habe und immer ziem- 

 lich nahe am Sirius bleibe; mit andern Worten Sirius sei 

 ein Doiipelstern mit dunklem Begleiter. 



Es drfte angebracht sein hier eine Erklrung zum 

 Verstndniss der Richtigkeit der Bessel'schen Hypothese 



zu geben. 



Denken wir uns zwei in Bewegung be- 



grilfene Krper, die sich nach dem Newton'schen Gesetz 

 anziehen. Die Mechanik zeigt, dass ihr Schwerpunkt sich 

 auf einer Geraden gleichmssig fortbewegt; um denselben 

 dreht sich die Verbindungslinie der beiden Krper, deren 

 Bewegungen demnach ziemlich complicirter Natur sein 

 werden. Ueberwiegt die Masse des einen Krpers be- 

 trchtlich, dann wird derselbe sehr nahe am Schwerpunkt 

 liegen und fast gradlinige und gleichfrmige Bewegung 

 haben; sind die Massen dagegen vergleichbar, dann werden 

 die Bewegungen merkliche Unregelmssigkeiten aufweisen. 

 In dieser Weise ist die Constanz in der Eigenbewegung 



des Sirius gestrt. 



Bessel macht zugleich die Bemerkung, 



dass das Vorhandensein eines dunklen Krpers in der 

 Nhe des Sirius nichts Unmgliches darbiete: es giebt 

 bekanntlich Sterne, die nicht mehr selbst leuchten wie 

 der berhmte temporre Stern Tycho Brahes, der ohne 

 Ortsvernderung im Sternbild der Cassiopcja verschwand. 

 Im Jahre 1851, nach dem Tode Bessel's, unternahm 

 es C. A. G. Peters, die Richtigkeit seiner Hypothese zu 

 controliren, indem er untersuchte ob es mglich sei, die 

 Unregelmssigkeiten in der Bewegung des Sirius in ge- 



