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Die Umlaufszeit steigt demnach bei grösseren Distanzen, welche man zur ungefähren Beurtheilung den 
Halbaxen « gleich nehmen kann, auf Jahrtausende, besonders bei kleinen Sternen, indem mit jeder 
Grössenstufe dieselbe sich verdoppelt. Bei einem Doppelstern der 7. Grösse mit einer Distanz von 20” 
beträgt die Umlaufszeit 15000 Jahre, und der Stellungswinkel ändert sich in 100 Jahren nur etwa 
3 Grade. Erst nach Jahrhunderten oder Jahrtausenden werden die Astronomen im Stande sein, den physi- 
schen Nexus solcher Sternpaare zu erkennen und die Bahnelemente zu bestimmen, vorausgesetzt, dass 
ihnen die Beobachtungen früherer Jahrhunderte zu Gebote stehen. 
Wollte man die Plejadengruppe als ein solches System ansehen, so kann m = 3, und @« = 30 bis 
40 Minuten genommen werden, wodurch 7 über eine Million Jahre folgt. Noch viel grössere Umlaufszei- 
ten erfordern z. B. die 3 Sterne im Adler; @ und / Canis min. u. s. w., und doch geben uns diese ausser- 
ordentlichen Zahlen kein Recht, bei diesen Sterngruppen die Verbindung zu einem besonderen Systeme für 
unmöglich zu erklären. Wenn in solehen Systemen, bis sie altern, eben so zahlreiche Umläufe erfolgen, 
wie bei der Erde um die Sonne, beim Monde um die Erde u. s. w., so vermögen wir die Dauer solcher 
Systeme wohl durch Zahlen auszudrücken, kaum aber mehr hierüber eine klare Vorstellung zu fassen, die 
schon unserm Begriffe ewig sich nähert; und doch dürften wir dureh diese Betrachtungen erst in den 
Vorhof des Universums eingedrungen sein. 
Versuche mit Quecksilberkügelchen und unbewaflnetem Auge. 
Ich habe noch mit Quecksilberkügelehen ähnliche Versuche in der Art gemacht, dass die künstlichen 
Sterne mit freiem Auge beobachtet wurden. Die Kügelehen waren auf demselben Hintergrunde, wie frü- 
her; wir stellten uns mit denselben im Freien so auf, dass wir die Sonne im Rücken hatten, und suchten 
durch allmähliche Entfernung die Liehtpunkte an die Grenze der Sichtbarkeit zu bringen. Wir machten 
die Versuche auf zweifache Art, indem bei der ersten die Liehtpunkte an die Grenze der Sichtbar- 
keit gebracht, bei der andern noch entschieden sichtbar waren. Bei ersterer nahmen auch zwei Studi- 
rende Theil. 
Als Resultat ergaben sich folgende scheinbare Durchmesser. 
Die Punkte noch ent- 
schieden sichtbar. 
Die Lichtpunkte an der Grenze der Sicht- 
barkeit. 
Stampfer Herr Bär Kloss Stampfer Herr 
zer en nn 
1 00610 00490 00508 00508 00720 00660 
2 0, 0560 0, 0388 0, 0488 0, 0488 0,0720 0, 0630 
3 0, 0610 0, 0544 0, 0558 0, 0502 0, 0774 0, 0671 
4 0, 0652 0, 0568 0, 0594 0, 0568 0, 0764 0,0651 
{ 0. 0646 0, 0590 0, 0634 0, 0658 0, 0770 0, 0658 
Mittel 0, 0616 | 0, 0536 0, 0544 0, 0556 | 0, 0750 | 0, 0654 
Mittel aus allen 4 Beobachtern d = 0,0563 als scheinbarer Durehmesser eines Fixsternes, weleher 
um die Mittagszeit hoch am Himmel für das freie Auge an der Grenze der Sichtbarkeit ist. Den schein- 
baren Durchmesser eines Sternes erster Grösse fanden wir = 0,00491, mithin der erstere Durchmesser 
11,46mal und die Lichtstärke 134mal grösser als bei Sternen erster Grösse, und die entsprechende 
Grössenelasse wird m = — 4,3. 
