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über Sirius wissen, es noch für möglich halten, dass er die ihm von Kant zugedachte Stelle 
einer Oentralsonne einnehme. 
Dass auch mir anfänglich die Idee einer prädominirenden Masse vorschwebte, stelle ich 
nicht in Abrede. Ich glaubte sie unter. den Doppel- oder vielfachen Sternen suchen zu müssen, 
allein eine Durchbeobachtung fast sämmtlicher Struve’scher Doppelsterne zeigte, dass sie hier 
nicht zu finden sei. Auch die rascheste der Umlaufsbewegungen, die bei diesen Begleitern 
vorkommen, war langsamer als die Eigenbewegung des Hauptsterns und als die durchschnitt- 
liche anderer Sterne. In keinem dieser Hauptsterne konnte also die fragliche Masse gesucht 
werden. 
Aber vielleieht in einem einfachen? Wohl fanden sich einzelne, die wie z. B. Fomalhut 
(« Piseis austrini) eine Eigenbewegung zeigen, die der Richtung 'nach eine ziemlich genaue 
Abspiegelung der Sonnenbewegung ist, und bei denen also ein Stillstand möglicherweise an- 
genommen werden kann. Allein dann hätten sich in physischer und folglich auch optischer 
Nähe eines solchen Sternes die raschesten, und in weiterer Entfernung langsamere Bewegungen 
zeigen müssen. Hier könnte nun zwar eingewandt werden, wir seien wegen Unkenntniss der 
Entfernung nicht im Stande, über das absolute Mass der Bewegungen ein Urtheil zu fällen, 
und bei einer sehr grossen Entfernung unsrer Sonne von dieser Masse könnten Bewegungen, 
die uns klein erscheinen, gleichwohl sehr grosse sein. Allein nach Argelanders sinnreicher 
Bemerkung lässt sich über die verhältnissmässige Grösse der Bewegungen auch aus der 
Grösse des Abweichungswinkels von der durch die Sonnenbewegung bezeichneten Richtung 
ein Urtheil fällen, wenn man eine hinreichende Anzahl von Sternbewegungen vergleicht. Ar- 
gelanders ausgezeichnete Arbeit über die Bewegung unsrer Sonne ermöglichte eine solche 
Vergleichung, es zeigte sich aber, dass keine einzelne Region am Himmel zu finden sei, wo 
diese Winkel ein deutliches Maximum zeigten, ein Satz, der sich jetzt, nach Ermittlung so 
vieler Bewegungen, mit noch grösserer Bestimmtheit behaupten lässt. Alle diese Vergleichungen 
bestätigten also nur, was schon der blosse Anblick des gestirnten Himmels vermuthen lässt: 
dass kein einziger Körper in der Fixsternwelt Centralsonne im Lambert’schen Sinne sei. 
Vielleicht aber haben wir es hier gar nicht mit Einem System, sondern mit Partialgruppen 
zu thun, die neben einander bestehen. Da aber Partialsysteme, wenn sie als solche selbstständig 
bestehen sollen, gegenseitig grosse Zwischenräume bedingen (in unserm Sonnensystem beträgt 
der geringste Zwischenraum das Hundertfache des Durchmessers eines Partialsystems), so 
leuchtet ein, dass schon der blosse Augenschein einer solchen Zerfällung in Partialsysteme, 
die sich über das Ganze der Fixsternwelt erstrecken sollte, entschieden widerspricht, und in 
noch höherm Grade die Vergleichung der Bewegungen. Nur als Ausnahme kommen in der 
Fixsternwelt Partialsysteme vor: es sind die Doppel- und vielfachen Sterne, so wie einige we- 
nige eompactere Sterngruppen. Die Zahl der Doppel-, drei- und vierfachen Sterne verhält 
sich zu der der isolirten etwa wie die Zwillings-, Drillings- und Vierlingsgeburten zu den 
einfachen. Wären ihrer aber auch noch weit mehrere, die der Zukunft zu entdecken vorbe- 
halten blieben, sie würden dennoch die Regel nicht bilden, das Allgemeine nicht umfassen. 
Oder sollen wir noch weiter gehen und auf jeden allgemeinen Zusammenhang verzichtend, 
nur etwa die einander nächst stehenden Sterne gegenseitig auf einander wirken lassen, um 
die Bewegungen zu erklären ? 
Untersuchen wir die wenigen Beispiele, die uns zu Gebote stehen, diejenigen Fixsterne 
nämlich, deren Parallaxen bekannt, und deren scheinbare Bewegung also in eine absolute (wenn 
gleich noch immer zusammengesetzte) verwandelt werden kann. Es zeigt sich, dass millionen- 
