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her gesammelt habe, von dieser Art sind. Solche Unter 
suchung, obgleich zu unserm gegenwärtigen Vorhaben nicht 
sehr wesentlich, wird nachher uns von Nutzen seyn, 
wenn wir zu der. Betrachtung zusammengesetzterer Systeme 
kommen. Denn wenn man zeigen kann, dasi die Wahr« 
fcheinlichkeit ganz vorzüglich gegen die zufällige Entstehung 
eines Dopyelsterns ist, so wird dieser Schluß um so stärker 
seyn, wenn man ihn auf dreifache, vierfache, oder vielfache 
Sterne anwendet. Wir wollen ^ im Wassermann als ein 
Beispiel der Berechnung wählen. Diesen Stern nehmen 
Flamsteed, de la Ca rile, Bradlcy und Mayer 
von gtcr Größe an. Die beiden Sterne, aus denen er be 
steht, sind von gleicher Helle, man kann also annehmen, 
daß jeder die halbe Helligkeit des Ganzen habe. Dadurch 
wird jeder, gemäß unserer Art, die Größen zu berechnen, 
von der Größe 4M f 2 z (5f) M*), das heißt, ungefähr 
zwischen der fünften und sechsten Größe. Da nun das Licht, 
das wir von einem Stern erhalten, im geraden Verhältnisse 
des Quadrats seines Durchmessers und dem umgekehrten 
des Quadrats der Distanz steht, und es wäre einer von den 
Sternen im Wassermann weiter von uns entfernt, als die 
Sterne zwischen der fünften und sechsten Größe, so müßte 
sein Durchmesser um so größer seyn, damit er mit derselben 
Lichtstarke uns erscheine. Wir wollen annehmen, er sey in 
der Entfernung der Sterne siebenter Größe; dann wird sich 
sein Durchmesser zu dem uns nähern verhalten müssen, wie 
7 zu 5f, und seine Masse wie i,885 zu 1, welches beinahe 
# ) 1 M, 2 M, 3 M. u. s. f. sind hier Sterne ister, 2ter, Ztcr 
Größe, oder Helligkeit, oder Distanz, Srriusweite als Ein 
heit genommen. Wenn die Sterne vollkommen gleich ange 
nommen werden, so verhalt sich die Helligkeit umgekehrt wie 
das Quadrat der Distanz; also die Distanz umgekehrt wie die 
Quadratwurzel der Helligkeit. Die Distanz des halb so hellen 
muß also wie j~ 2 sich verhalten. (Verschluckung des Lichts 
unterwegs, und die Diffusion des Bildes >m Auge kommen 
auch in Betracht.) 
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