VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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Wenn auch bei den meisten der spektroskopischen Doppelsterne die Bah 
nen noch gänzlich unbekannt sind, so ist doch die Entdeckung so zahlreicher 
enger Doppelsterne sehr merkwürdig. Von den auf der Licksternwarte unter 
suchten Sternen hat sich z. B. % als spektroskopische Doppelsterne mit kur 
zer Periode ergeben, für die Sterne der Spektralklasse B wächst dieser Pro 
zentsatz sogar auf V 3 . Dabei sind bisher nur solche Systeme entdeckt, deren 
Perioden relativ kurz sind, und bei denen die Veränderung der Geschwindig 
keit beträchtlich ist. Die kleinste noch erkannte, aber bereits sehr unsichere 
Geschwindigkeitsänderung, diejenige von «Scorpii, beträgt 4 km; würde sie 
statt dessen etwa nur 1 km betragen, so würde die Entdeckung kaum mög 
lich gewesen sein. Das führt im Verein mit den visuellen Erfahrungen zu 
dem Schluß, daß die Zahl der engen Doppelsterne eine ganz gewaltige sein 
muß. Ja, wir werden wohl schließlich der Tatsache gegenüberstehen, daß 
Sterne ohne helle oder dunkle Begleiter, also etwa wie unsere Sonne, sich in 
geringerer Zahl im Raum vorfinden als doppelte oder mehrfache Systeme. 
Diese rein statistische Feststellung ist durchaus nicht das bedeutendste Er 
gebnis, das uns die spektroskopischen Doppelsterne geliefert haben. Viel 
wichtiger sind die Schlüsse, die sie betr. der Größe, der Masse und der Dichte 
der Sterne zu ziehen gestatten. In welcher Weise dies geschieht, soll an dem 
Beispiel von ß Persei gezeigt werden. 
Das Algolsystem. Einer der ersten Sterne, bei denen man eine wechselnde 
Radialbewegung festgestellt hat, ist der Veränderliche Algol im Perseus. Die 
Periode des Lichtwechsels beträgt 2 d 20 h 49 m und zeigt nur sehr geringe, allmäh 
lich verlaufende Änderungen. Der eigentliche Lichtwechsel umfaßt nur 9 h 45 m , 
innerhalb welcher Zeit die Helligkeit von der Größe 2.2 bis 3.4 sinkt und wieder 
zum vollen Licht ansteigt (Abb. 205). Wegen der großen Regelmäßigkeit der Er 
scheinung hatte man schon lange vermutet, daß die Lichtabnahme auf die 
Verfinsterung durch einen nahen, dunklen Begleiter zurückzuführen sei, der 
in der oben angegebenen Zeit von 2 d 20 h 49 m den Hauptstern umkreise. 
Die systematisch zu den Zeiten der Quadraturen des Begleiters in Potsdam 
aufgenommenen Spektrogramme Algols, bestätigten 1889 die Voraussetzung 
in so eindeutiger Weise, daß ein Zweifel an der Doppelsternnatur Algols 
nicht mehr möglich war. Ist diese Feststellung aber einmal erfolgt, so ergibt'sich 
schon unter Annahme einer Kreisbahn eine 
ganze Anzahl von Elementen des Doppel 
sternsystems in verhältnismäßig sehr ein 
facher Weise. 
Da der Lichtwechsel auf eine Verfin 
sterung zurückzuführen ist, so ist es nach 
Umwandlung der extremen Größen in In 
tensitäten zunächst möglich, die Bahn 
neigung und die relativen Halbmesser r 
und r t der beiden Weltkörper, des hellen 
und des dunklen, abzuleiten, ferner den 
Bruchteil der Bahn, der während der Ab-, 
und Zunahme des Lichtes vor unseren 
Augen zurückgelegt wird. Durch die rela 
tiven Dimensionen der beiden Sterne und 
Sc h ein.er-Graff, Astrophysik. 3. Aufl. 
Abb. 205. Bedeckungskurve des Ver 
änderlichen Algol im Perseus. 
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