A ET id 
— == m S. OPPENHEIM = 
abplatten, bis endlich jenes erreicht ist, das dem Werte @ = 0'28063 entspricht. Sinkt die 
Temperatur noch weiter, so wird wegen der nun rascher zunehmenden Dichte von da ab die 
Größe p wieder abnehmen, die Masse auf den geringsten Anstoß hin die Revolutionsform ver- 
lieren und in ein dreiachsiges Ellipsoid übergehen. Ohne jenen Stoß hat sie, wie hier zuerst 
Schwarzschild!) bemerkt, keinen Grund, die Rotationsform zu verlassen und dieser Umstand ist es, 
welcher Jacobi das Auftreten dieser um die Rotationsaxe nicht symmetrischen Gleichgewichts- 
formen so merkwürdig erscheinen ließ. Doch eine kleine Unregelmäßigkeit, wie siein der Natur immer 
vorkommt, genügt, um das Verlassen der Rotationsform herbeizuführen, und dabei bleibt es noch 
der Natur dieser Unregelmäßigkeit, oder, wie man bei nicht näher bekannten Ursachen zu sagen 
pflegt, dem Zufall überlassen, welche Stelle des Äquators sich zum Scheitel der Hauptsache des 
Jacobischen Ellipsoides ausbildet. 
Bei weiterer Kontraktion, daher zunehmender Dichte der Flüssigkeit durchläuft die 
Masse die Reihe der Jacobischen Ellipsoide bis zu jenem, an das sich die Poincaresche 
birnenförmige Figur anschließt. Was von da ab geschieht, ist noch nicht bekannt. Wie die Zeich- 
nungen dieser neuen Figuren zeigen, scheint sich bei diesen ein größerer Teil der Masse, wie es 
wieder der Zufall will, an dem einen oder an dem anderen Ende der großen Achse von der ellipsoi- 
dischen Figur an, abzutrennen,. Es entsteht etwa ein Planet mit seinem Monde, dessen Masse jedoch 
ziemlich großer Bruchteil der des Planeten sein müßte- Ein solches Größenverhältnis zeigt sich 
aber höchstens bei dem Erdmonde, dessen Masse !/s, der der Erdmasse ist, keineswegs jedoch 
bei den übrigen Planetenmonden, deren Massen im Maximum 1/11000 der betreffenden Planeten sind- 
Schwarzschild hat daher den Fall eines sehr kleinen Mondes in der Nähe eines Planeten 
einer besonderen Behandlung unterzogen und den Nachweis erbracht, dal für diese eine ganz 
andere Art der Entstehung und Lostrennung vom Hauptkörper angenommen werden muß. Es 
gibt, schließt Schwarzschild seine Untersuchung, keine kontinuierliche Reihe stabiler Gleich- 
gewichtsfiguren, die ein sehr kleiner Mond vom Kontakt mit dem Hauptkörper an bis zu einer 
größeren Entfernung von ihm sich stetig deformierend und zuletzt in eine Kugel übergehend, 
durchlaufen würde. Da eine solche Reihe erst in der Entfernung 
D = 244 R \/0ı/e 
vom Hauptkörper ansetzt, so muß ein kleiner Mond, wenn er überhaupt durch Abtrennung 
vom Hauptkörper entstanden ist, eine Periode stürmischerer Entwickelung durchgemacht haben, 
für die nicht eine statische Betrachtung von Gleichgewichtsfiguren genügen, sondern eine dynamische 
Methode der Untersuchung erforderlich sein dürfte. 
Dagegen gibt es eine ganze Klasse von Sternen, die in ihrer Entstehung als von einander 
losgetrennte Massenteile mit weit größerer Wahrscheinlichkeit auf die Poincareschen birnenförmigen 
Gleichgewichtsfiguren hinweisen, als die Planetenmonde oder auch die Planeten. Es sind dies die 
Doppelsterne, namentlich jene unter ihnen, die bis heute noch nicht visuell getrennt werden 
konnten, sondern deren Doppelnatur teils aus spektroskopischen, teils photometrischen Beobach- 
tungen ihres Lichtwechsels, teils aus einer Kombination beider erschlossen wurde. In erster Linie 
gehört hieher der veränderliche Stern, ß Lyrae, Algol genannt, für welchen Vogel und Scheiner 
in Potsdam die folgenden Bahnelemente berechneten: 
Radius des Haup sternes 
a „ dunklen Begleiters 
Distanz der Mittelpunkte beider von einander 
Masse des Hauptsternes . #/, der Sonnenmasse 
5 „ Begleiters. = a 
Hier sehen wir zwei Massen im GroDe mer ee von 2:1 in einer Distanz ven ein- 
ander befindlich, die die Rochesche Distanzgrenze eines Mondes von seinem Hauptplaneten nur 
wenig übertrifft. Es ist 7 = 414R, statt 17 = 2.48 R. 
1,255.000 km 
980.000 , 
5,190.000 „ 
Ill N ı Il 
1) Schwarzschild: Die Poincaresche Theorie des Gleichgewichtes einer homogenen rotierenden 
Flüssigkeitsmasse. München 1896. 
— 182 — 
& 
j 
{ 
1 
| 
1 
| 
| 
| 
3 
j 
| 
1 
E 
