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Zwölfter Abschnitt. 
Leuchtungsfähigkeit der Oberflächen beider Sterne gleich 
setzen, und eine (11,34)Anal kleinere Masse, wenn wir noch 
ausserdem die Hypothese einer gleichen Dichtigkeit für beide 
Sterne gelten lassen. Lässt man nun die scheinbaren Durch 
messer der Sterne auf einander folgender um 1 verschiedener 
Grössen nach einer geometrischen Reihe abnehmen, und nimmt 
für die schwächeren Sterne bis zur 10. Grösse denselben Ex 
ponenten des Verhältnisses an, so folgt, dass ein um l m helle- 
r e r Stern eine 3-367 mal grosse reMasse habe als der schwä 
chere Stern gleicher Distanz, oder dass die Masse des Haupt 
sternes 3,36Tu ist, wenn die ein Masse des um n schwächeren 
Begleiters = 1 gesetzt wird. Unter diesen Vorausset 
zungen finden sich nach den vorstehend angegebenen Hellig 
keitsverhältnissen die folgenden mittleren Werthe für die 
Masse des Hauptsterns, wenn die Masse des Be 
gleiters = 1 gesetzt wird. 
CI. I. II. III- IV. y. yi. yil. ym. 
Mittel. 
A. 
B. 
C. 
4,616 6,409 19,349 32,772 56,666 64,294 99,419 285,917 
'2,149 3462 4,208 4,590 8,619 8,052 10,634 14,903 
1,493 2,830 2,563 3,093 3,514 4,026 3,622 3,929 
34,361 
7,360 
3,169 
Mittel 2,311 3,008 4,883 5,767 6,614 8,071 9,037 41,832 J 4,266 
Also nur das Verhältniss von Erde und Mond gestattet 
noch eine Vergleichung mit den höheren Klassen der Binär 
systeme von helleren Hauptsternen; in allen übrigen uns be 
kannten Systemen sind selbst die grössten der sekundären 
Massen im Verhältnis zu ihrem Centralkörper ungleich kleiner 
als die Begleiter der Doppelsterne, und nicht selten mögen 
bei diesen die Fälle sein, wo die Massen beider Sterne nahezu 
dieselben sind, da nach Struve’s Beobachtungen, besonders in 
den ersten Klassen, sehr häufig Sternpaare Vorkommen, in denen 
sowohl Glanz als Farbe völlig gleich erscheinen. Die Schwer 
punkte der fünf Systeme, die zum Gebiet unserer Sonne ge 
hören, liegen sämmtlich innerhalb ihrer Hauptkörper, ein Fall 
der sich wohl nur selten bei Doppelsternen zeigen mag. 
Bei einigen wenigen zeigen sich indess stärkere Unter 
schiede des Lichtglanzes, und die oben angewandte Hypothese 
führt bei ihnen auf Massenverhältnisse, die von den oben an 
gegebenen mittleren sehr verschieden sind. Ich habe aus jeder 
der 8 Klassen diejenigen 3 ausgewählt, worin die stärksten 
Differenzen Vorkommen, und finde (vorausgesetzt, dass sie 
sämmtlich physische Doppelsterne sind), wenn die Masse des 
Begleiters = 1 gesetzt wird: