Nr. 10. 
Naturwissenschaftliche Wochensehritt. 93 
Sterns auf Punkte gleichen Abstandes mit der Richtung 
varjire, nach anderen müsste die Anziehungskraft mit zu- 
nehmender Entfernung über jedes Maass hinaus wachsen. 
Man ist deshalb zu dem Ausspruch berechtigt, dass das 
Newton’sche Gesetz nicht nur die Bewegung im Sonnen- 
system, sondern auch die der Doppelsterne bestimmt. 
Wenn in einem Doppelsternsystem die beiden Glieder 
sich im umgekehrten Verhältniss des Quadrats ihres Ab- 
standes anziehen, so geschieht dies nicht einfach wegen ihrer 
relativen Nähe; diese macht die Bewegungen nur merkbarer 
und gestattet uns, dieselbe nach einem verhältnissmässig 
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 Jahrbunderte merkliche werden: 
deshalb kann man auch das Newton’sche Gesetz das 
Gesetz der allgemeinen Gravitation nennen. 
Unter den verschiedenen Doppelsternen giebt es einige 
deren Entfernung von der Erde bekannt ist; bei diesen 
kann man den Fall des Begleiters zum Hauptstern in 
Metern für die Sekunde berechnen. Das Verfahren ist 
dasselbe als wenn 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 Theilen zusammen, demjenigen des 
Begleiters nach dem als fest gedachten Hauptstern und 
demjenigen des Letzteren gegen den seinerseits als un- 
beweglich angenommenen Satelliten. Es ist dies eine 
Folgerung aus dem Umstande, 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 Hauptstern 
fest stände und seine Masse um diejenige des Begleiters 
vermehrt wäre. Es ist übrigens im Sonnensystem genau 
so, und wenn wir Nichts davon erwähnt haben, so ge- 
schah es deshalb, weil man die Massen der Planeten 
im Verhältniss zu derjenigen der ‘Sonne vernachlässigen 
kann. 
Man kann also den Fallraum des Begleiters für eine 
Sekunde bestimmen, und alsdann berechnen, wie gross 
derselbe sein würde, wenn der Begleiter soweit von seinem 
Hauptstern abstünde wie die Sonne von der Erde. Nun 
weiss man aber ferner wie weit er unter letzterer Be- 
dingung gegen die Sonne hin fallen würde, nach dem 
Gesetz der Bewegung der Erde, und das Verhältniss der 
beiden erlangten Zahlen giebt zugleich dasjenige der 
Masse der beiden Sterne zur Sonnenmasse. 
Folgende Zahlen wurden für vier Gruppen erhalten, 
deren Entfernung von der Erde ziemlich verbürgt ist: 
Summe der Massen; 
«@ Centauri ... 1.8fache der Sonnenmasse 
n Cassiopejae 83 5 „ 5 
10psOphiuchl. 2.5, E 
OzEridanızr 2 1.082- R " 
Die hierbei zu Grunde gelegten jährlichen Parallaxen 
sind: 0.’80, 0.”15, 0.’17 und 0.’22. — Hier haben wir 
also einen Stern erster Grösse « Oentauri, dessen Masse bei- 
nahe doppelt so gross wie die der Sonne ist. 7 Cassiopejae 
mit mehr als Sfacher Sonnenmasse ist nur 4. und die 
anderen beiden Sterne sind 4!/,. Grösse. 
Ist dies nicht ein herrliches Resultat, welches den di- 
receten und überzeugenden Beiweis enthält, dass diezahllosen 
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 übrig von einem Doppel- 
stern ganz besonderer und interessanter Art zu sprechen, 
nämlich 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 erscheinen, jährlich einige Bogenseeunden in 
Projection auf die Himmelskugel. Diese Bewegungen hat 
man bis jetzt als gleichförmig betrachten können, und die 
Uebertragung der jährlichen Oerter auf. eine Himmels- 
karte grossen Maassstabes ergiebt in der That, dass sie 
alle mit gleichen Zwischenräumen auf einer Geraden 
liegen. Man wird deshalb ein für alle Mal zwei unver- 
änderliche Grössen bestimmen, nämlich die jährliche Eigen- 
bewegung in Reetascension und Declination, und alsdann, 
wenn diese mit genügender Genauigkeit bekannt sind, im 
Stande sein, den Ort des Sterns an der Himmelskugel 
für einen beliebigen Zeitpunkt im Voraus zu berechnen. 
Wir verdanken Bessel die sehr genaue Bestimmung 
der Eigenbewegung von 36 Fundamentalsternen, welche 
er durch Vergleichung seiner eigenen Beobachtungen mit 
denen Bradleys erhielt. Seine diesbezüglichen Unter- 
suchungen führten ihn zu einem höchst unerwarteten Re- 
sultat: die Bewegung des Sirius war nicht gleiehförmig. 
Zum Beweise führen wir nachstehend ‚die Fehler an, 
welche die Annahme der gleichmässigen Ortsveränderung 
in den seit einem Jahrhundert beobachteten Reetaseensionen 
übrig lässt, von denen jede auf einer grossen Anzahl von 
Einzelbestimmungen beruht: 
1755 0.00 1825 — 0.03 
1767 — 0.08 1823 — 0.03 
1500 -+- 0.03 1830 + 0.05 
1506 + 0.02 1832 + 0.08 
1515 — 0.04 18355 + 0.19 
1519 — 0.08 1543 + 0.32 
Der regelmässige Gang dieser Zahlen, besonders seit 
1525 wo die Beobachtungen näher liegen und genauer 
sind, führte Bessel zu dem Schluss, dass die Annahme 
der gleichförmigen Rectascensionsänderung des 
Sirius mit den Beobachtungen unverträglieh ist. 
Darauf legte Bessel sich die Frage vor, welehes der 
Grund zu dieser veränderlichen Eigenbewegung sein könne, 
und nach einer sehr gründlichen Untersuchung entschied 
er, dass diese Unregelmässigkeiten hervorgebracht würden 
durch die Anziehung eines unbekannten dunklen Körpers, 
der selbst veränderliche Bewegung habe und immer ziem- 
lich nahe am Sirius bleibe; mit andern Worten Sirius sei 
ein Doppelstern mit dunklem Begleiter. 
Es dürfte angebracht sein hier eine Erklärung zum 
Verständniss der Richtigkeit der Bessel’schen Hypothese 
zu geben. — Denken wir uns zwei in Bewegung be- 
griffene Körper, die sich nach dem Newton’schen Gesetz 
anziehen. Die Mechanik zeigt, dass ihr Schwerpunkt sich 
auf einer Geraden gleichmässig fortbewegt; um denselben 
dreht sich die Verbindungslinie der beiden Körper, deren 
Bewegungen demnach ziemlich complieirter Natur sein 
werden. Ueberwiegt die Masse des einen Körpers be- 
trächtlich, dann wird derselbe sehr nahe am Schwerpunkt 
liegen und fast gradlinige und gleichförmige Bewegung 
haben; sind die Massen dagegen vergleichbar, dann werden 
die Bewegungen merkliche Unregelmässigkeiten aufweisen. 
In dieser Weise ist die Constanz in der Eigenbewegung 
des Sirius gestört. Bessel macht zugleich die Bemerkung, 
dass das Vorhandensein eines dunklen Körpers in der 
Nähe des Sirius nichts Unmögliches darbiete: es giebt 
bekanntlich Sterne, die nicht mehr selbst leuchten wie 
der berühmte temporäre Stern Tycho Brahes, der ohne 
Ortsveränderung im Sternbild der Cassiopeja verschwand. 
Im Jahre 1851, nach dem Tode Bessel’s, unternahm 
es C. A. G. Peters, die Richtigkeit seiner Hypothese zu 
eontroliren, indem er untersuchte ob es möglich sei, die 
Unregelmässigkeiten in der Bewegung des Sirius in ge- 
