92 Doppelsterne. 
mit Hellern mit schwächen: 
Nebensternen Nebensternen 
I. Klasse. 
. 62 
29 
II. - . 
. 116 
198 
III. - . 
. 133 
402 
IV. - . 
. 130 
452 
V. - . 
. 54 
298 
VI. - . 
. 52 
179 
VII. - . 
. 54- 
429 
VIII. - . 
. 52' 
653 1d87 
Unter diesen 2640 Sternpaaren sind mit 
inbegriffen 64 dreifache und 3 vierfache 
sowie ein fünffacher (nach neuern Unter 
suchungen siebenfacher) Stern. 
Die Struveschen Arbeiten sind von sei 
nem Sohn und Nachfolger Otto S truve 
fortgeführt worden, und es ist eine Ver 
öffentlichung dieser umfänglichen Unter 
suchungen demnächst zu erwarten. 
Außerdem haben auf diesem Gebiet 
noch viele andre Forscher gearbeitet, wie 
Dawes und Doberck in Großbritan 
nien, Dembo wski in Italien, Kaiser 
in Leiden, Duner in Lund u. a. 
5) Gegenwärtig beträgt die Zahl der be 
kannten D. etwa i0,000, und bei ungefähr 
dem zehnten Teil derselben sindAndcrungen 
in der gegenseitigen Stellung und Entfer 
nung bekannt. Solche Bewegungen können 
nun dazu dienen, die Bahn zu bestimmen, 
welche der kleinere von den beiden Sternen 
um den Hauptstern beschreibt, und damit 
den sicherstcnNachweis für die Physische Zu 
sammengehörigkeit beider zu liefern. Der 
artige Bahnberechnungen sind zuerst von 
dem französifchenGclehrten S a v a r y 1827 
ausgeführt worden; Encke, John Her- 
schel, Pvon Villarceau, Klinker- 
fues u. a. haben nachher die Methode 
verbessert. Um eine Vorstellung von dem 
hierzu dienenden Verfahren zu geben, 
wollen wir annehmen, man habe zu ver 
schiedenen Zeitendie scheinbare Entfernung 
beider Sterne und den Winkel gemessen, 
den ihre Verbindungslinie mit dem Dekli 
nationskreis bildet, den sogen. Positions 
winkel (s. d.). Trägt man nun unter Zu 
grundelegung eines beliebigen Maßstabs 
diese Abstände und Winkel um einen Punkt 
herum ab, so werden die so bestimmten 
Punkte auf einer gewissen Linie liegen. Wir 
wollen annehmen, es läßt sich durch diese 
Punkte ein Kreis oder eine Ellipse legen, 
oder diePunkte liegen wenigstens so nahe an 
dieser Linie, daß man die Abweichungen auf 
Rechnung der Beobachtungsfehler setzen 
kann. Diese Linie ist dann die schein 
bare Bahn des Begleiters um denHaupt- 
stern oder die Projektion der wirklichen 
Bahn auf die scheinbareHimmelskugel, d. h. 
der Durchschnitt der letztern mit einem 
dünnen Cylinder, der von den Lichtstrahlen 
gebildet wird, die (zu verschiedenen Zeiten) 
von dem Begleiter in unserAuge kommen. 
Dieser Cylinder ist nach der Erde gerichtet, 
und seine Basis ist die scheinbare Bahn. 
Die wirkliche Bahn ist ein ebener Durch 
schnitt dieses Cylinders. Die Schnittebene 
ist durch den Hauptstern zu legen, und 
wenn die Bewegung eine Folge des Gra- 
vitationsgesetzeö ist', so müssen für sie die 
Gesetze der Planetenbewegung gelten; der 
Hauptstern muß also in dem einen Brenn 
punkt der elliptischen Bahn stehen, und 
die vom Leitstrahl überstrichenen Flächen 
müssen der Zeit proportional sein. Diese 
letztere Eigenschaft gilt auch für die Pro 
jektion, und man kann daher schon an der 
scheinbaren Bahn prüfen, ob sie stattfindet. 
Durch die erstere Eigenschaft ist aber die 
Lage der Bahnebene bestimmt. Es ist nun 
gelungen, bei einer größern Anzahl von 
Doppelsternen Bahnen zu ermitteln, und 
damit ist zugleich der Beweis geliefert wor 
den, daß die Gravitation auch zwischen 
weit entfernten Weltkörpern gerade so thä 
tig ist wie zwischen den einzelnen Gliedern 
unsers Sonnensystems. In der folgenden 
Tabelle geben wir die Elemente einer An 
zahl solcher Bahnen, nämlich: 
den Knoten d. h. den Positions 
winkel der Durchschnittslinie der Him 
melskugel (oder ihrer Tangeutialebene 
am Hauptstern) und der Bahnebene (der 
Knotenlinie); 
die Entfernung ^ des Knotens 
vom Periaftron; 
die Neigung y der Bahnebene gegen 
die Himmclskugel; 
die Exzentrizität 6; 
die Zeit T des Durchgangs durch 
das Periaftron; 
die Umlaufszeit (Periode) P in 
Jahren;