289
VI.
Die vielfachen oder Doppelsterne. – Ihre Zahl und ihr gegenseitiger Abstand. – Umlaufszeit von zwei Sonnen um einen gemeinschaftlichen Schwerpunkt.
Wenn man in den Betrachtungen über die Fixstern-Systeme von den geahndeten allgemeineren, höheren, zu den speciellen, niederen, herabsteigt; so gewinnt man einen festeren, zur unmittelbaren Beobachtung mehr geeigneten Boden. In den
vielfachen Sternen
, zu denen die
binären
oder
Doppelsterne
gehören, sind mehrere selbstleuchtende Weltkörper (Sonnen) durch gegenseitige Anziehung mit einander verbunden, und diese Anziehung ruft nothwendig Bewegungen in
geschlossenen
krummen Linien hervor. Ehe man durch wirkliche Beobachtung den Umlauf der Doppelsterne
1317)
erkannte, waren solche Bewegungen in geschlossenen Curven nur in unserem planetenreichen Sonnensystem bekannt. Auf diese scheinbare Analogie wurden voreilig Schlüsse gegründet, die lange auf Irrwege leiten mußten. Da man mit dem Namen
Doppelstern
jedes Sternpaar bezeichnete, in welchem eine sehr große Nähe dem unbewaffneten Auge die Trennung der beiden Sterne nicht gestattet (wie in Castor, α 
Lyrae
, β 
Orionis
, α 
Centauri
); so mußte diese Benennung sehr natürlich zwei Classen von Sternpaaren begreifen: solche, die durch ihre zufällige
290
Stellung in Beziehung auf den Standpunkt des Beobachters einander genähert scheinen, aber ganz verschiedenen Abständen und Sternschichten zugehören; und solche, welche, einander näher gerückt, in gegenseitiger Abhängigkeit oder Attraction und Wechselwirkung zu einander stehen und demnach ein eigenes,
partielles Sternsystem
bilden. Die ersteren nennt man nach nun schon langer Gewohnheit
optische
, die zweite Classe
physische Doppelsterne
. Bei sehr großer Entfernung und bei Langsamkeit der elliptischen Bewegung können mehrere der letzteren mit den ersteren verwechselt werden. Alcor: mit dem die arabischen Astronomen sich viel beschäftigt haben, weil der kleine Stern bei sehr reiner Luft und scharfen Gesichtsorganen dem bloßen Auge sichtbar wird, bildet (um hier an einen sehr bekannten Gegenstand zu erinnern) mit ζ im Schwanz des Großen Bären im weitesten Sinne des Worts eine solche
optische
Verbindung ohne nähere physische Abhängigkeit. Von Schwierigkeit des Trennens, welche dem unbewaffneten Auge darbieten die sehr ungleiche Licht-Intensität nahe gelegener Sterne, der Einfluß der Ueberstrahlung und der
Sternschwänze
, wie die organischen Fehler, die das
undeutliche
Sehen hervorbringen; habe ich schon oben im
2ten
und
3ten Abschnitte
gehandelt.
1318)
Galilei, ohne die Doppelsterne zu einem besonderen Gegenstande seiner telescopischen Beobachtungen zu machen (woran ihn auch die große Schwäche seiner Vergrößerungen würde gehindert haben), erwähnt in einer berühmten, schon von Arago bezeichneten Stelle der
Giornata terza
seiner Gespräche den Gebrauch, welchen die Astronomen von
optischen
Doppelsternen (
quando si trovasse nel telescopio
291
qualche picciolissima stella, vicinissima ad alcuna delle maggiori
) zur Auffindung einer
Fixstern-Parallaxe
machen könnten.
1319)
Bis in die Mitte des vorigen Jahrhunderts waren in den Sternverzeichnissen kaum 20 Doppelsterne aufgeführt: wenn man diejenigen ausschließt, welche weiter als 32" von einander abstehen; jetzt, hundert Jahre später, sind (Dank sei es hauptsächlich den großen Arbeiten von Sir William Herschel, Sir John Herschel und Struve!) in beiden Hemisphären an 6000 aufgefunden. Zu den ältesten
1320)
beschriebenen Doppelsternen gehören: ζ 
Ursae maj.
(7 Sept. 1700 von Gottfried Kirch), α 
Centauri
(1709 von Feuillée), γ 
Virginis
(1718), α 
Geminorum
(1719), 61 
Cygni
(1753, wie die beiden vorigen, von Bradley nach Distanz und Richtungswinkel beobachtet),
p Ophiuchi
, ζ 
Cancri......
Es vermehrten sich allmälig die aufgezählten Doppelsterne: von Flamsteed an, der sich eines Micrometers bediente, bis zum Sterncatalog von Tobias Mayer, welcher 1756 erschien. Zwei scharfsinnig ahndende und combinirende Denker, Lambert (
»Photometria«
1760; »kosmologische Briefe über die Einrichtung des Weltbaues« 1761) und John Michell (1767), beobachteten nicht selbst Doppelsterne, verbreiteten aber zuerst richtige Ansichten über die Attractions-Beziehungen der Sterne in partiellen
binären Systemen
. Lambert wagte wie Kepler die Vermuthung, daß die fernen Sonnen (Fixsterne) wie die unsrige von
dunkeln
Weltkörpern, Planeten und Cometen, umgeben seien; von den einander nahe stehenden Fixsternen aber glaubte
1321)
er, so sehr er auch sonst zur Annahme dunkler Centralkörper geneigt scheint, »daß sie in einer nicht zu langen Zeit eine Revolution um ihren gemeinschaftlichen
292
Schwerpunkt vollendeten«. Michell
1322)
, der von Kant's und Lambert's Ideen keine Kenntniß hatte, wandte zuerst und mit Scharfsinn die Wahrscheinlichkeits-Rechnung auf enge Sterngruppen: besonders auf vielfache Sterne, binäre und quaternäre, an; er zeigte, wie 500000 gegen 1 zu wetten sei, daß die Zusammenstellung von 6 Hauptsternen der Plejaden nicht vom Zufalle herrühre, daß vielmehr ihre Gruppirung in einer inneren Beziehung der Sterne gegen einander gegründet sein müsse. Er ist der Existenz von leuchtenden Sternen, die sich um einander bewegen, so gewiß, daß er diese partiellen Sternsysteme zu sinnreicher Lösung einiger astronomischen Aufgaben anzuwenden vorschlägt.
1323)
Der Manheimer Astronom Christian Mayer hat das große Verdienst, auf dem sicheren Wege wirklicher Beobachtungen die Doppelsterne zuerst (1778) zu einem besonderen Ziele seiner Bestrebungen erhoben zu haben. Die unglücklich gewählte Benennung von
Fixstern-Trabanten
und die Beziehungen, welche er zwischen Sternen zu erkennen glaubte, die von Arcturus 2°½ bis 2° 55' abstehen, setzten ihn bitteren Angriffen seiner Zeitgenossen, und unter diesen dem Tadel des großen und scharfsinnigen Mathematikers Nicolaus Fuß, aus. Das Sichtbar-Werden dunkler planetarischer Körper in reflectirtem Lichte war bei so ungeheurer Entfernung allerdings unwahrscheinlich. Man achtete nicht auf die Resultate sorgfältig angestellter Beobachtungen, weil man die systematische Erklärung der Erscheinungen verwarf; und doch hatte Christian Mayer in einer Vertheidigungsschrift gegen den Pater Maximilian Hell, Director der kaiserlichen Sternwarte zu Wien, ausdrücklich erklärt: »daß die kleinen Sterne, welche den großen so nahe
293
stehen, entweder erleuchtete, an sich dunkle Planeten; oder daß beide Weltkörper, der Hauptstern und sein Begleiter, zwei um einander kreisende, selbstleuchtende Sonnen seien.« Das Wichtige von Christian Mayer's Arbeit ist lange nach seinem Tode von Struve und Mädler dankbar und öffentlich anerkannt worden. In seinen beiden Abhandlungen:
Vertheidigung neuer Beobachtungen von Fixsterntrabanten
(1778) und
Diss. de novis in coelo sidereo phaenomenis
(1779), sind 80 von ihm beobachtete Sternpaare beschrieben, unter denen 67 einen geringeren Abstand als 32" haben. Die meisten derselben sind von Christian Mayer neu entdeckt durch das vortreffliche achtfüßige Fernrohr des Manheimer Mauer-Quadranten; »manche gehören noch jetzt zu den schwierigsten Objecten, welche nur kräftige Instrumente darzustellen vermögen: wie ρ und 71 
Herculis
, ε 5 
Lyrae
und ω 
Piscium
.« Mayer maß freilich nur am Meridian-Instrumente (wie man aber noch lange nach ihm gethan) Abstände in Rectascension und Declination; und wies aus seinen wie aus den Beobachtungen früherer Astronomen Positions-Veränderungen nach, von deren numerischem Werthe er irrigerweise nicht abzog, was (in einzelnen Fällen) der eigenen Bewegung der Sterne angehörte.
1324)
Diesen schwachen, aber denkwürdigen Anfängen folgte Wilhelm Herschel's Riesenarbeit über die vielfachen Sterne. Sie umfaßt eine lange Periode von mehr als 25 Jahren. Denn wenn auch das erste Verzeichniß von Herschel's Doppelsternen vier Jahre später als Christian Mayer's Abhandlung über denselben Gegenstand veröffentlicht wurde; so reichen des Ersteren Beobachtungen doch bis 1779: ja,
294
wenn man die Untersuchungen über das Trapezium im großen Nebelfleck des Orion hinzurechnet, bis 1776 hinauf. Fast alles, was wir heute von der vielfältigen Gestaltung der Doppelsterne wissen, wurzelt ursprünglich in Sir William Herschel's Arbeit. Er hat in den Catalogen von 1782, 1783 und 1804 nicht bloß 846, meist allein von ihm entdeckte, in Position und Distanz bestimmte Doppelsterne aufgestellt
1325)
; sondern, was weit wichtiger als die Vermehrung der Anzahl ist, er hat seinen Scharfsinn und Beobachtungsgeist auch schon an allem dem geübt, was sich auf die Bahn, die vermuthete Umlaufszeit, auf Helligkeit, Farben-Contrast, und Classification nach Größe der gegenseitigen Abstände bezieht. Phantasiereich und doch immer mit großer Vorsicht fortschreitend, sprach er sich erst im Jahr 1794, indem er optische und physische Doppelsterne unterschied, vorläufig über die Natur der Beziehung des größeren Sterns zu seinem kleineren Begleiter aus. Den ganzen Zusammenhang der Erscheinungen entwickelte er erst neun Jahre später in dem 93ten Bande der
Philosophical Transactions
. Es wurde nun der Begriff von partiellen Sternsystemen festgesetzt, in denen mehrere Sonnen um ihren gemeinschaftlichen Schwerpunkt kreisen. Das mächtige Walten von Anziehungskräften, das in unserem Sonnensystem sich bis zum Neptun in 30 Erdweiten (622 Millionen geogr. Meilen) erstreckt, ja durch Anziehung der Sonne den großen Cometen von 1680 in der Entfernung von 28 Neptunsweiten (d. i. von 853 Erdweiten oder 17700 Millionen geogr. Meilen) zum Umkehren zwingt; offenbart sich auch in der Bewegung des Doppelsterns 61 des Schwans: welcher 18240 Neptunsweiten (550900
295
Erdweiten oder 11394000 Millionen geogr. Meilen), bei einer Parallaxe von 0",3744, von der Sonne entfernt ist. Wenn aber auch Sir William Herschel die Ursachen und den allgemeinen Zusammenhang der Erscheinungen in großer Klarheit erkannte; so waren doch in dem ersten Jahrzehent des 19ten Jahrhunderts die Positionswinkel, welche sich aus den eigenen Beobachtungen und aus den nicht sorgfältig genug benutzten älteren Sterncatalogen ergaben, an zu kurze und allzu nahe Epochen gebunden, als daß die einzelnen numerischen Verhältnisse der Umlaufszeiten oder Bahn-Elemente eine volle Sicherheit gewähren könnten. Sir John Herschel erinnert selbst an die so unsicheren Angaben der Umlaufszeiten von α 
Geminorum
(334 Jahre statt nach Mädler
1326)
520), von γ 
Virginis
(708 statt 169); und von γ 
Leonis
(1424 des großen Catalogs von Struve): einem prachtvollen Sternpaar, goldfarben und röthlich grün (1200 Jahre).
Nach William Herschel haben mit bewundernswürdiger Thätigkeit, und durch vervollkommnete Instrumente (besonders durch Micrometer-Apparate) unterstützt, die eigentlichen specielleren Grundlagen eines so wichtigen Zweiges der Astronomie Struve der Vater (1813–1842) und Sir John Herschel (1819–1838) gelegt. Struve veröffentlichte sein erstes Dorpater Verzeichniß von Doppelsternen (796 an der Zahl) im Jahre 1820. Demselben folgte ein zweites 1824 mit 3112 Doppelsternen bis 9ter Größe in Abständen unterhalb 32", von welchen nur etwa
1
/
6
früher gesehen worden war. Um diese Arbeit zu vollbringen, wurden im großen Refractor von Fraunhofer an 120000 Fixsterne untersucht. Struve's drittes Verzeichniß vielfacher
296
Sterne ist von 1837 und bildet das wichtige Werk:
Stellarum compositarum Mensurae micrometricae
.
1327)
Es enthält, da mehrere, unsicher beobachtete Objecte mit Sorgfalt ausgeschlossen wurden, 2787 Doppelsterne..
Diese Zahl ist wiederum durch Sir John Herschel's Beharrlichkeit während seines vierjährigen, für die genaueste topographische Kenntniß des südlichen Himmels Epoche machenden Aufenthalts in Feldhausen am Vorgebirge der guten Hoffnung mit mehr als 2100, bis auf wenige Ausnahmen bisher unbeobachteten Doppelsternen bereichert worden.
1328)
Alle diese afrikanischen Beobachtungen sind durch ein 20füßiges Spiegeltelescop gemacht, auf 1830 reducirt, und angereiht den 6 Catalogen, welche, 3346 Doppelsterne enthaltend, Sir John Herschel der
Astronomical Society
zu London für den 6ten und 9ten Theil ihrer reichhaltigen
Memoirs
übergeben hat.
1329)
In diesen europäischen Verzeichnissen sind die 380 Doppelsterne aufgeführt, welche der eben genannte berühmte Astronom 1825 gemeinschaftlich mit Sir James South beobachtet hatte.
Wir sehen in dieser historischen Entwickelung, wie die Wissenschaft in einem halben Jahrhundert allmälig zu dem Schatz gründlicher Kenntniß von
partiellen
, besonders
binären Systemen
im Weltraum gelangt ist. Die Zahl der Doppelsterne (optische und physische zusammengenommen) kann gegenwärtig mit einiger Sicherheit auf 6000 geschätzt werden: wenn eingeschlossen sind die von Bessel durch das herrliche Fraunhofer'sche Heliometer beobachteten; die von Argelander
1330)
zu Åbo (1827–1835), von Encke und Galle zu Berlin (1836 und 1839), von Preuß und Otto Struve in Pulkowa (seit dem Catalogus von 1837), von Mädler
297
in Dorpat und Mitchell in Cincinnati (Ohio) mit einem 17füßigen Münchner Refractor beobachteten. Wie viele von jenen 6000, für das bewaffnete Auge nahe an einander gerückten Sternen in
unmittelbarer Attractions-Beziehung
mit einander stehen, eigene Systeme bilden und sich in geschlossenen Bahnen bewegen, d. h. sogenannte
physische
(
kreisende
) Doppelsterne sind; ist eine wichtige, aber schwer zu beantwortende Frage. Der kreisenden
Begleiter
werden allmälig immer mehr entdeckt. Außerordentliche Langsamkeit der Bewegung oder die Richtung der für unser Auge projicirten Bahnfläche, in welcher der sich bewegende Stern eine der Beobachtung ungünstige Position einnimmt, lassen uns lange
physische
Doppelsterne den
optischen
, nur genähert scheinenden, beizählen. Aber nicht bloß deutlich erkannte, meßbare Bewegung ist ein Criterium; schon die von Argelander und Bessel bei einer beträchtlichen Zahl von Sternpaaren erwiesene, ganz gleiche
Eigenbewegung
im großen Weltraume (ein
gemeinschaftliches
Fortschreiten, wie das unseres ganzen Sonnengebietes: also der Erde und des Mondes, des Jupiter, des Saturn, des Uranus, des Neptun, mit ihren Trabanten) zeugt für den Zusammenhang der Hauptsterne und ihrer Begleiter, für das Verhältniß in abgeschlossenen, partiellen Systemen. Mädler hat die interessante Bemerkung gemacht: daß, während bis 1836 man unter 2640 catalogisirten Doppelsternen nur 58 Sternpaare erkannte, in denen eine Stellungsverschiedenheit mit
Gewißheit
beobachtet wurde, und 105, in welchen dieselbe nur für mehr oder minder
wahrscheinlich
gehalten werden konnte; gegenwärtig das Verhältniß der physischen Doppelsterne zu den optischen so verändert sei
298
zum Vortheil der ersteren, daß unter 6000 Sternpaaren man nach einer 1849 veröffentlichten Tabelle schon siebentehalb hundert
1331)
kennt, in denen sich eine gegenseitige Positions-Veränderung nachweisen läßt. Das ältere Verhältniß gab
1
/
16
, das neueste bereits
1
/
9
für die durch beobachtete Bewegung des Hauptsterns und den Begleiter sich als physische Doppelsterne offenbarenden Weltkörper.
Ueber die verhältnißmäßige räumliche Vertheilung der binären Sternsysteme: nicht bloß in den Himmelsräumen, sondern auch nur an dem
scheinbaren Himmelsgewölbe
, ist numerisch noch wenig ergründet. In der Richtung gewisser Sternbilder (der Andromeda, des Bootes, des Großen Bären, des Luchses und des Orions) sind in der nördlichen Hemisphäre die Doppelsterne am häufigsten. Für die südliche Hemisphäre macht Sir John Herschel das unerwartete Resultat bekannt, »daß in dem extratropicalen Theile dieser Hemisphäre die Zahl der vielfachen Sterne
um vieles geringer
ist als in dem correspondirenden nördlichen Theile«. Und doch sind jene anmuthigen südlichen Regionen mit einem lichtvollen 20füßigen Spiegeltelescope, das Sterne 8ter Größe bis in Abständen von ¾ Secunden trennte, unter den günstigsten atmosphärischen Verhältnissen von dem geübtesten Beobachter durchforscht worden.
1332)
Eine überaus merkwürdige Eigenthümlichkeit der vielfachen Sterne ist das Vorkommen contrastirender Farben unter denselben. Aus 600 helleren Doppelsternen sind in Beziehung auf Farbe von Struve in seinem großen 1837 erschienenen Werke
1333)
folgende Resultate gezogen worden: Bei 375 Sternpaaren waren beide Theile, der Hauptstern
299
und der Begleiter, von
derselben
und
gleich intensiver
Farbe. In 101 war nur ein Unterschied der gleichnamigen Farbe zu erkennen. Der Sternpaare mit ganz
verschiedenartigen Farben
waren 120, oder
1
/
5
des Ganzen: während die
Einfarbigkeit
des Hauptsterns und des Begleiters sich auf
4
/
5
der ganzen, sorgfältig untersuchten Masse erstreckte. Fast in der
Hälfte
jener 600 Doppelsterne waren Hauptstern und Begleiter weiß. Unter den verschiedenfarbigen sind Zusammensetzungen von Gelb und Blau (wie in ι 
Cancri
), und Rothgelb und Grün (wie im ternären γ 
Andromedae
1334)
) sehr häufig.
Arago hat zuerst (1825) darauf aufmerksam gemacht, daß die Verschiedenartigkeit der Farbe in dem binären Systeme hauptsächlich oder wenigstens in sehr vielen Fällen sich auf
Complementar-Farben
(auf die sich zu Weiß
1335)
ergänzenden
, sogenannten
subjectiven
) bezieht. Es ist eine bekannte optische Erscheinung, daß ein
schwaches weißes Licht grün
erscheint, wenn ein
starkes
(intensives)
rothes
Licht genähert wird; das
weiße
Licht wird
blau
, wenn das stärkere umgebende Licht
gelblich
ist. Arago hat aber mit Vorsicht daran erinnert, daß, wenn auch bisweilen die grüne oder blaue Färbung des Begleiters eine Folge des
Contrastes
ist, man doch im ganzen keinesweges das reelle Dasein grüner oder blauer Sterne läugnen könne.
1336)
Er giebt Beispiele, in denen ein hellleuchtender weißer Stern (1527 
Leonis
, 1768 
Can. ven.
) von einem kleinen blauen Stern begleitet ist; wo in einem Sternpaar (δ 
Serp.
) beide, der Hauptstern und sein Begleiter, blau sind;
1337)
er schlägt vor, um zu untersuchen, ob die contrastirende Färbung nur subjectiv sei, den Hauptstern im
300
Fernrohr (sobald der Abstand es erlaubt) durch einen Faden oder ein Diaphragma zu verdecken. Gewöhnlich ist nur der kleinere Stern der blaue; anders ist es aber im Sternpaar 23 
Orionis
(696 des Cat. von Struve
p. LXXX
); in diesem ist der Hauptstern bläulich, der Begleiter rein weiß. Sind oftmals in den vielfachen Sternen die verschiedenfarbigen Sonnen von, uns unsichtbaren Planeten umgeben; so müssen letztere, verschiedenartig erleuchtet, ihre
weißen
,
blauen
,
rothen
und
grünen
Tage haben.
1338)
So wenig, wie wir schon oben
1339)
gezeigt haben, die
periodische Veränderlichkeit
der Sterne nothwendig an die rothe oder röthliche Farbe derselben gebunden ist, eben so wenig ist Färbung im allgemeinen oder eine
contrastirende
Verschiedenheit der Farbentöne zwischen dem Hauptstern und dem Begleiter den
vielfachen
Sternen eigenthümlich. Zustände, weil wir sie häufig hervorgerufen finden, sind darum nicht die allgemein nothwendigen Bedingungen der Erscheinungen: sei es des periodischen Lichtwechsels, sei es des Kreisens in partiellen Systemen um einen gemeinschaftlichen Schwerpunkt. Eine sorgfältige Untersuchung der hellen Doppelsterne (Farbe ist noch bei Sternen 9ter Größe zu bestimmen) lehrt, daß außer dem reinen Weiß auch alle Farben des Sonnenspectrums in den Doppelsternen gefunden werden; daß aber der Hauptstern, wenn er nicht weiß ist, sich im allgemeinen dem rothen Extrem (dem der weniger refrangiblen Strahlen) nähert, der Begleiter dem violetten Extrem (der Grenze der am meisten refrangiblen Strahlen). Die röthlichen Sterne sind doppelt so häufig als die blauen und bläulichen, die weißen sind ohngefähr 2½mal so zahlreich als die rothen und
301
röthlichen. Merkwürdig ist es auch, daß gewöhnlich ein großer Unterschied der Farbe mit einem bedeutenden Unterschied in der Helligkeit verbunden ist. In zwei Sternpaaren, die wegen ihrer großen Helligkeit in starken Fernröhren bequem bei Tage gemessen werden können: in ζ 
Bootis
und γ 
Leonis
besteht das erstere Paar aus 2 weißen Sternen 3
m
und 4
m
, das letztere aus einem Hauptstern 2
m
und einem Begleiter von 3
m
,5. Man nennt diesen den schönsten Doppelstern des nördlichen Himmels, während daß α 
Centauri
1340)
und α 
Crucis
am südlichen Himmel alle anderen Doppelsterne an Glanz übertreffen. Wie in ζ 
Bootis
, bemerkt man in α 
Centauri
und γ 
Virginis
die seltene Zusammenstellung zweier großer Sterne von wenig ungleicher Lichtstärke.
Ueber das
Veränderliche der Helligkeit
in vielfachen Sternen, besonders über Veränderlichkeit der Begleiter, herrscht noch nicht einstimmige Gewißheit. Wir haben schon oben mehrmals
1341)
der etwas unregelmäßigen Veränderlichkeit des Glanzes vom gelbrothen Hauptstern α 
Herculis
erwähnt. Auch der von Struve (1831–1833) beobachtete Wechsel der Helligkeit der nahe gleichen und gelblichen Sterne (3
m
), des Doppelsternes γ 
Virginis
und
Anon.
 2718, deutet vielleicht auf eine sehr langsame Achsendrehung beider Sonnen.
1342)
Ob in Doppelsternen je eine wirkliche
Farbenveränderung
vorgegangen sei (γ 
Leonis
und γ 
Delphini
?); ob in ihnen weißes Licht farbig wird, wie umgekehrt im isolirten Sirius farbiges Licht weiß geworden ist: bleibt noch unentschieden;
1343)
und wenn die bestrittenen Unterschiede sich nur auf schwache Farbentöne beziehen, so ist auf die organische Individualität der Beobachter und,
302
wo nicht Refractoren angewandt werden, auf den oft röthenden Einfluß der
Metallspiegel
in den Telescopen Rücksicht zu nehmen.
Unter den mehrfachen Systemen finden sich: dreifache (ξ 
Librae
, ζ 
Cancri
, 12 
Lyncis
, 11 
Monoc.
); vierfache (102 und 2681 des Struvischen Catalogs, α 
Andromedae
, ε 
Lyrae
); eine sechsfache Verbindung in θ 
Orionis
, dem berühmten Trapezium des großen Orion-Nebels: wahrscheinlich einem einigen physischen Attractions-System, weil die 5 kleineren Sterne (6
m
,3; 7
m
; 8
m
; 11
m
,3 und 12
m
) der Eigenbewegung des Hauptsternes (4
m
,7) folgen. Veränderung in der gegenseitigen Stellung ist aber bisher nicht bemerkt worden.
1344)
In 2 dreifachen Sternpaaren, ξ 
Librae
und ζ 
Cancri
, ist die Umlaufs-Bewegung beider Begleiter mit großer Sicherheit erkannt worden. Das letztere Paar besteht aus 3 an Helligkeit wenig verschiedenen Sternen 3ter Größe, und der nähere Begleiter scheint eine 10fach schnellere Bewegung als der entferntere zu haben.
Die Zahl der Doppelsterne, deren Bahn-Elemente sich haben berechnen lassen, wird gegenwärtig zu 14 bis 16 angegeben.
1345)
Unter diesen hat ζ 
Herculis
seit der Zeit der ersten Entdeckung schon zweimal seinen Umlauf vollendet, und während desselben (1802 und 1831) das Phänomen der scheinbaren Bedeckung eines Fixsterns durch einen anderen Fixstern dargeboten. Die frühesten Messungen und Berechnungen der Doppelstern-Bahnen verdankt man dem Fleiße von Savary (ξ 
Ursae maj.
), Encke (70 
Ophiuchi
) und Sir John Herschel; ihnen sind später Bessel, Struve, Mädler, Hind, Smith und Capitän Jacob gefolgt. Savary's und Encke's Methoden fordern 4 vollständige, hinreichend weit von
303
einander entfernte Beobachtungen. Die kürzesten Umlaufs-Perioden sind von 30, 42, 58 und 77 Jahren: also zwischen den planetarischen Umlaufszeiten des Saturn und Uranus; die längsten, mit einiger Sicherheit bestimmten, übersteigen 500 Jahre: d. i. sie sind ohngefähr gleich dem dreimaligen Umlauf von le Verrier's Neptun. Die Excentricität der elliptischen Doppelstern-Bahnen ist nach dem, was man bis jetzt erforscht hat, überaus beträchtlich: meist cometenartig von 0,62 (σ 
Coronae
) bis 0,95 (α 
Centauri
) anwachsend. Der am wenigsten excentrische innere Comet, der von Faye, hat die Excentricität 0,55: eine geringere als die Bahn der eben genannten zwei Doppelsterne. Auffallend geringere Excentricitäten bieten η 
Coronae
(0,29) und Castor (0,22 oder 0,24) nach Mädler's und Hind's Berechnungen dar. In diesen Doppelsternen werden von den beiden Sonnen Ellipsen beschrieben, welche denen zweier der kleinen Hauptplaneten unseres Sonnensystems (den Bahnen der Pallas: 0,24; und Juno: 0,25) nahe kommen.
Wenn man mit Encke in einem binären System einen der beiden Sterne, den helleren, als ruhend betrachtet und demnach die Bewegung des Begleiters auf diesen bezieht; so ergiebt sich aus dem bisher Beobachteten, daß der Begleiter um den Hauptstern einen Kegelschnitt beschreibt, in dessen Brennpunkt sich der letztere befindet: eine Ellipse, in welcher der
Radius vector
des umlaufenden Weltkörpers in gleichen Zeiten gleiche Flächenräume zurücklegt. Genaue Messungen von Positionswinkeln und Abständen, zu Bahn-Bestimmungen geeignet, haben schon bei einer beträchtlichen Zahl von Doppelsternen gezeigt, daß der Begleiter sich um den als ruhend betrachteten Hauptstern, von denselben
304
Gravitations-Kräften getrieben, bewegt, welche in unserem Sonnensystem walten. Diese feste, kaum erst seit einem Viertel-Jahrhundert errungene Ueberzeugung bezeichnet eine der großen Epochen in der Entwickelungsgeschichte des höheren kosmischen Naturwissens. Weltkörper, denen man nach altem Brauche den Namen der
Fixsterne
erhalten hat, ob sie gleich weder an die Himmelsdecke
angeheftet
noch
unbewegt
sind, hat man sich gegenseitig bedecken gesehen. Die Kenntniß von der Existenz partieller Systeme in sich selbst gegründeter Bewegung erweitert um so mehr den Blick, als diese Bewegungen wieder allgemeineren, die Himmelsräume belebenden, untergeordnet sind.
305
Bahn-Elemente von Doppelsternen.
(
Siehe den unten angefügten Zusatz
)
Name
halbe
große Axe
Exzentri-
cität
Umlaufszeit
in Jahren
Berechner
1) ξ 
Ursae maj.
3",857
0,4164
58,262
Savary
1830
 
3",278
0,3777
60,720
John Herschel
Tabelle v. 1849
 
2",295
0,4037
61,300
Mädler
1847
2) 
p Ophiuchi
4",328
0,4300
73,862
Encke
1832
3) ζ Herculis
1",208
0,4320
30,22
Mädler
1847
4) Castor
8",086
0,7582
252,66
John Herschel
Tabelle v. 1849
 
5",692
0,2194
519,77
Mädler
1847
 
6",300
0,2405
632,27
Hind
1849
5) γ Virginis
3",580
0,8795
182,12
John Herschel
Tabelle v. 1849
 
3",863
0,8806
169,44
Mädler
1847
6) α 
Centauri
15",500
0,9500
77,00
Cap. Jacob
1848
Zusatz.
In der französischen Uebersetzung des astronomischen Bandes des Kosmos, welche zu meiner Freude wieder Herr H. 
Faye
übernommen, hat dieser gelehrte Astronom die Abtheilung von den Doppelsternen sehr bereichert. Ich hatte mit Unrecht die wichtigen Arbeiten des Herrn Yvon Villarceau, welche schon im Laufe des Jahres 1849 in dem Institute verlesen waren, zu benutzen versäumt (s.
Connaissance des temps
pour l'an 1852 p. 3–128
). Ich entlehne hier aus einer Tabelle der Bahn-Elemente von 8 Doppelsternen des Herrn Faye die 4 ersten Sterne, welche er für die am sichersten berechneten hält:
Bahn-Elemente von Doppelsternen
.
Name und Größe
der
Doppelsterne
halbe
große
Axe
Excen-
tricität
Umlaufzeit
in
Jahren
Namen
der
Berechner
ξ Ursae ma-
joris
(4. und 5. Gr.)
3",857
3,278
2,295
2,439
0,4164
0,3777
0,4037
0,4315
58,262
60,720
61,300
61,576
Savary
1830
J. Herschel
1849
Mädler
1847
Y. Villarceau 
1848
ρ Ophiuchi
(4. und 6. Gr.)
4",328
4,966
4,8 . .
0,4300
0,4445
0,4781
73,862
92,338
92, . . .
Encke
1832
Y. Villarceau 
1849
Mädler
1849
ζ Herculis
(3. u. 6,5. Gr.)
1",208
1,254
0,4320
0,4482
30,22  
36,357
Mädler
1847
Y. Villarceau 
1847
η Coronae
(5,5 u. 6. Gr.)
0",902
1,012
1,111
0,2891
0,4744
0,4695
42,50  
42,501
66,257
Mädler
1847
Y. Villarceau 
1847
ders., 2te Lösung
Das Problem der Umlaufszeit von η 
Coronae
giebt zwei Solutionen: von 42,5 und 66,3 Jahren; aber die neuesten Beobachtungen von Otto Struve geben dem zweiten Resultat den Vorzug. Herr Yvon Villarceau findet für die
halbe große Axe, Excentricität
und
Umlaufszeit
in Jahren:
γ Virginis
3",446
 0,8699
 153,787
ζ Cancri
0",934
0,3662
59,590
α Centauri
 12",128
0,7187
78,486
Die Bedeckung eines
Fixsterns
durch einen anderen, welche ζ 
Herculis
dargeboten hat, habe ich (
S. 302
)
scheinbar
genannt. Herr Faye zeigt, daß sie eine Folge der facticen Durchmesser der Sterne (
Kosmos
Bd. III. S. 67
und
167
) in unseren Fernröhren ist. – Die Parallaxe von 1830 Groombridge, welche ich
S. 275
dieses Bandes 0",226 angegeben, ist gefunden von Schlüter und Wichmann zu 0",182; von Otto Struve zu 0",034.
Vergl.
Kosmos
Bd. I. S. 152
–154 und 414 [
Anm. 104
]. (
Struve über Doppelsterne nach Dorpater Micrometer-Messungen
von 1824
bis
1837 S. 11.)
 
Kosmos
Bd. III. S. 64
–67, 110–113 [
Anm. 1082
–1085] und
166
–168. Als merkwürdige Beispiele von der Schärfe der Sehorgane ist noch anzuführen, daß Kepler's Lehrer Möstlin mit bloßen Augen 14, und schon einige der Alten 9 Sterne in dem Siebengestirn mit bloßen Augen erkannten. (
Mädler, Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
Th. II. S. 36.)
 
Kosmos
Bd. III. S. 271
. Auch Dr. Gregory von Edinburg empfiehlt 1675 (also 33 Jahre nach Galilei's Hinscheiden) dieselbe parallactische Methode; vergl. Thomas
Birch
,
the history of the Royal Society
Vol. III. 1757 p. 225
. Bradley (1748) spielt auf diese Methode an am Ende der berühmten Abhandlung über die Nutation.
 
Mädler, Astronomie
S. 477.
 
Arago
im
Annuaire
pour 1842 p. 400
.
 
An Inquiry into the probable Parallax and Magnitude of the fixed Stars, from the quantity of Light which they afford us, and the particular circumstances of their situation, by the Rev. John
Michell
; in den
Philos. Transact.
Vol.  LVII. p. 234–261
.
 
John
Michell
a. a. O.
p. 238: »If it should hereafter be found, that any of the stars have others revolving about them (for no satellites by a borrowed light
could possibly be visible
), we should then have the means of discovering......«
Er läugnet in der ganzen Discussion, daß einer der zwei kreisenden Sterne ein dunkler, fremdes Licht reflectirender Planet sein könne, weil beide
uns
trotz der Ferne sichtbar werden. Er vergleicht die Dichtigkeit beider, von denen er den größeren den
Central star
nennt, mit der Dichtigkeit unserer
Sonne:
und bezieht das Wort Satellit nur auf die Idee des Kreisens, auf die einer wechselseitigen Bewegung; er spricht von der
»greatest apparent elongation of those stars, that revolved about the others as satellites.«
. Ferner heißt es
p. 243
und
249: »We may conclude with the highest probability (the odds against the contrary opinion being many million millions to one) that stars form a kind of system by mutual gravitation. It is highly probable in particular, and next to a certainty in general, that such double stars as appear to consist of two or more stars placed near together, are under the influence of some general law, such perhaps as gravity.....«
(Vergl. auch
Arago
im
Annuaire
1834 p. 308,
Ann.
1842 p. 400
.) Den numerischen Resultaten der Wahrscheinlichkeits-Rechnung, welche Michell angiebt, muß man
einzeln
keine große Sicherheit zuschreiben: da die Voraussetzungen, daß es 230 Sterne am ganzen Himmel gebe, welche an Lichtstärke dem β 
Capricorni
, und 1500, welche der Lichtstärke der 6 größeren Plejaden gleich seien, keine Richtigkeit haben. Die geistreiche cosmologische Abhandlung von John Michell endigt mit dem sehr gewagten Versuch einer Erklärung des Funkelns der Fixsterne durch eine Art von »Pulsation in materiellen Licht-Ausstößen«: einer nicht glücklicheren als die, welche Simon Marius, einer der Entdecker der Jupiterstrabanten (
Kosmos
Bd. II. S. 357
und 509 [
Anm. 927
]), am Ende seines
Mundus Jovialis
(1614) gegeben hatte. Michell hat aber das Verdienst, darauf aufmerksam gemacht zu haben (
p. 263
), daß das Funkeln immer mit Farbenveränderung verbunden ist:
»besides their brightness there is in the twinkling of the fixed stars a change of colour.«
(S.
Kosmos
Bd. III. S. 122 [
Anm. 1117
].)
 
Struve
im
recueil des actes de la Séance publique de l'Acad. Imp. des Sciences de St. Pétersbourg
, le 29 déc. 1832, p. 48–50
;
Mädler, Astr.
S. 478.
 
Philos. Transact.
for the year 1782 p. 40–126, for 1783 p. 112–124, for 1804 p. 87
. Ueber die Begründung dieser von William Herschel beobachteten 846 Doppelsterne vergl.
Mädler
in
Schumacher's Jahrbuch
für 1839 S. 59 und desselben
Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
Th. I. 1847 S. 7.
 
Mädler
a. a. O. Th. I. S. 255. Man hat für Castor: 2 alte Beobachtungen von Bradley 1719 und 1759 (die erste gemeinschaftlich mit Pond, die zweite mit Maskelyne), 2 von Herschel dem Vater von 1779 und 1803. Für die Umlaufszeit von γ 
Virginis
s.
Mädler, Fixstern-Systeme
Th. II. 1848 S. 234–240.
 
Struve,
Mensurae microm.
p. XL
und
p. 234–248
. Es sind im ganzen 2641 + 146, also 2787 beobachtete Sternpaare (
Mädler
in
Schum. Jahrbuch
1839 S. 64).
 
Sir John
Herschel
,
Astron. Observ. at the Cape of Good Hope
(
Capreise
)
p. 165–303
.
 
A. a. O.
p. 167
und
242
.
 
Argelander
: indem er eine große Zahl von Fixsternen zur sorgfältigsten Ergründung eigener Bewegung untersuchte. S. dessen Schrift:
DLX Stellarum fixarum positiones mediae ineunte anno 1830, ex observ. Aboae habitis
(Helsingforsiae 1825 [recte: 1835])
. Auf 600 schlägt
Mädler
(
Astr.
S. 625) die Zahl der zu Pulkowa seit 1837 in der Nord-Hemisphäre des Himmels neu entdeckten vielfachen Sterne an.
 
Die Zahl der Fixsterne, an denen man mit Gewißheit Eigenbewegung bemerkt hat, während man sie bei alle vermuthen kann, ist um ein geringes größer als die der Sternpaare, bei welchen Stellungsverschiedenheit beobachtet worden ist;
Mädler, Astr.
S. 394, 490 und 520–540. Ergebnisse der Anwendung der Wahrscheinlichkeits-Rechnung auf diese Verhältnisse, je nachdem die gegenseitigen Abstände in den Sternpaaren 0" bis 1", 2" bis 8", oder 16" bis 32" sind; giebt
Struve
in
Mens. microm.
p. XCIV
. Abstände, welche kleiner als 0",8 sind, werden geschätzt; und Versuche mit sehr nahen künstlichen Doppelsternen haben dem Beobachter die Hoffnung bestätigt, daß diese Schätzungen meist bis 0",1 sicher sind.
Struve über Doppelsterne nach Dorpater Beobachtungen
S. 29.
 
John
Herschel, Capreise
p. 166
.
 
Struve,
Mensurae microm.
p. LXXVII–LXXXIV
.
 
John
Herschel
,
outlines of Astr.
p. 579
.
 
Zwei Gläser, welche Complementar-Farben darstellen, dienen dazu, wenn man dieselben auf einander legt, weiße Sonnenbilder zu geben. Mein Freund hat sich, während meines langen Aufenthalts auf der Pariser Sternwarte, dieses Mittels mit vielem Vortheil statt der Blendgläser bei Beobachtung von Sonnenfinsternissen und Sonnenflecken bedient. Man wählt:
Roth
mit
Grün
,
Gelb
mit
Blau
,
Grün
mit
Violett
.
»Lorsqu' une lumière forte se trouve auprès d'une lumière faible, la dernière prend la teinte
complémentaire
de la première. C'est là le
contraste:
mais comme le rouge n'est presque jamais pur, on peut tout aussi bien dire que le rouge est complémentaire du bleu. Les couleurs voisines du Spectre solaire se substituent.«
. (
Arago, Handschrift
von 1847.)
 
Arago
in der
Connaissance des tems
pour l'an 1828 p. 299–300
; in dem
Annuaire
pour 1834 p. 246–250, pour 1842 p. 347–350. »Les exceptions que je cite, prouvent que j'avais bien raison, en 1825, de n'introduire la notion physique du
contraste
dans la question des étoiles doubles qu'avec la plus grande réserve. Le bleu est la couleur réelle de certaines étoiles. Il résulte des observations recueillies jusqu' ici que le firmament est non seulement parsemé de soleils
rouges
et
jaunes
, comme le savaient les anciens, mais encore de soleils
bleus
et
verts
. C'est au temps et à des observations futures à nous apprendre si les étoiles vertes ou bleues ne sont pas des soleils déjà en voie de décroissance; si les différentes nuances de ces astres n'indiquent pas que la combustion s'y opère à différens degrés; si la teinte, avec excès des rayons les plus réfrangibles, que présente souvent la petite étoile, ne tiendrait pas à la force absorbante d'une atmosphère que développerait l'action de l'étoile, ordinairement beaucoup plus brillante, qu'elle accompagne.«
Arago
im
Annuaire
pour 1834 p. 295–301
.)
 
Struve
(
über Doppelsterne nach Dorpater Beobachtungen
1837 S. 33–36 und
Mensurae microm.
p. LXXXIII
) zählt 63 Sternpaare auf, in denen beide Sterne blau oder bläulich sind und bei denen also die Farbe nicht Folge des Contrastes sein kann. Wenn man gezwungen ist die Farben-Angaben desselben Sternpaares von verschiedenen Beobachtern mit einander zu vergleichen; so wird es besonders auffallend, wie oft der Begleiter eines rothen oder gelbrothen Hauptsternes von Einem Beobachter blau, von anderen grün genannt worden ist.
 
Arago
im
Annuaire
pour 1834 p. 302
.
 
Kosmos
Bd. III. S. 168
–172.
 
»This superb double star (α 
Cent.)
is beyond all comparison the most striking object of the kind in the heavens, and consists of two individuals, both of a high ruddy or orange colour, though that of the smaller is of a somewhat more sombre and brownish cast.«
Sir John
Herschel, Capreise
p. 300
. Nach den schönen Beobachtungen von Capitän
Jacob
(
Bombay Engineers
, in den Jahren 1846–1848) ist aber der Hauptstern 1
m
, der Begleiter 2
m
,5 bis 3
m
geschätzt;
Transactions of the Royal Society of Edinburgh
Vol. XVI. 1849 p. 451
.
 
Kosmos
Bd. III. S. 235
,
249
und 259 [
Anm. 1269
].
 
Struve über Doppelsterne nach Dorpater Beobachtungen
S. 33.
 
A. a. O. S. 36.
 
Mädler, Astronomie
S. 517; John
Herschel
,
outlines of Astronomy
p. 568
.
 
Vergl.
Mädler, Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
Th. I. S. 225–275, Th. II. S. 235–240; derselbe in der
Astronomie
S. 541; John
Herschel
,
outl. of Astr.
p. 573
.