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Doppelsterne. 695 
— ] gesetzt. Ist weiter D die mittlere Dichtigkeit der beiden Massen »; und 
m', deren Dichtigkeiten à und 9' sind, so giebt die erste der beiden genannten 
Gleichungen 
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die Dichtigkeit /) und die zweite 
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a=a Itz$:3 . 
Nimmt man z. B. in ganz roher Annáherung als Resultate der photometri- 
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schen Beobachtungen für Algol an: «a — 6, 3 — 1, e E 1297:4, so ergeben diese 
für sich 
M = 0331. 
Die spectrometrischen Messungen ergeben unter Voraussetzung einer Kreis- 
bahn und für 7 = 90°: za, = 42 km in der Secunde, also: 
a — 1656000 Æm (: + 2 f . 
Die weitere Annahme jedoch 8— 0,, die oft gemacht wird, ist jedenfalls 
sebr gewagt; man kann freilich diese oder áhnliche Hypothesen bei vólliger 
Unkenntniss über die wahre Sachlage kaum entbehren. 
. So enge Doppelsterne, wie Algol, werden sich nicht mehr in aller Strenge 
nach den einfachen KrePLER'schen Gesetzen um einander bewegen kónnen. Da 
man diesen Weltkórpern einen Aggregatzustand zuschreiben muss, der jedenfalls 
von dem der vólligen Starrheit verschieden ist, oder wenigstens in früheren 
Zeiten davon verschieden gewesen sein muss, so werden sie nicht unbeträchtliche 
Abweichungen von der Kugelform zeigen, und diese in Verbindung mit der 
Fluthreibung wird auf die Revolutionsbewegung einwirken müssen. Selbst wenn 
diese Einwirkungen an sich klein sind, werden dieselben mit der Zeit, nach Art 
sácularer Störungen, beträchtliche Veränderungen der Bahnen erzeugen kônnen. 
So ist leicht einzusehen, dass unter Umständen bemerkbare säculare Bewegungen 
des Periastrons eintreten müssen, wie sich auch bei einigen Veránderlichen vom 
Algoltypus zu zeigen scheint. Es ist gegenwártig nicht moglich zu sagen, wie 
sich diese Bahnveränderungen in unbeschränkt langer Zeit gestalten, ob die 
augenblicklich stattfindenden Bahnen dauernd umgestaltet, oder in langen Perioden 
früheren Bewegungszustánden wieder nüher gebracht werden. Die Beantwortung 
dieser Fragen hängt wesentlich davon ab, wie man die fortschreitende Abkühlung 
der betreffenden Weltkörper vor sich gehen lässt, und schon hieraus lassen sich 
die grossen Schwierigkeiten abschätzen, welche hier zu überwinden sind. Man 
muss also die schwierige Frage nach der »Stabilität« solcher Systeme vor der 
Hand gänzlich offen lassen, und wenn man diese dadurch zu beantworten glaubte, 
dass man einfach die durch die allerelementarsten und bekanntesten Rechnungen 
darstellbare Thatsache, dass die Deformationen, welche die beiden Himmels- 
körper gegenseitig aufeinander hervorrufen, klein seien, wenn man die Massen 
als homogen annimmt und die höheren Potenzen der deformirenden Kräfte ver- 
nachlässigt, so beweist ein solches Verfahren sehr wenig Einsicht und Verständ- 
niss. Leicht kann man dagegen zeigen, dass in solchen engen Doppelstern- 
systemen, wenn nur die Fluthreibung eine gewisse Grenze nicht überschreitet 
und die Excentricitit der Bahn nicht gross ist, die Umlaufszeit sich vergrôssern 
muss, und dass dasselbe auch mit der mittleren Entfernung beider Sterne von