Doppelsterne


Doppelsterne

Doppelsterne, Fixsterne, die in Fernröhren mit bedeutender Vergrößerung doppelt erscheinen, seltener in 3, 4, ja 5 od. 6 Sterne sich auflösen (drei-, vier u. mehrfache Sterne etc.). Herschel der Vater seit 1778, Herschel der Jüngere, Struve, Bessel u. v. A. beobachteten sie genau. Man kennt jetzt gegen 6000 D., genau gemessen in Struves Mensurae micrometricae stellarum duplicium, 1837, 2640 Paare, darunter 64 3fache, 3 4fache, 15- od. 6facher, diese Zahl dürfte sich bei genauerer Beobachtung immer noch bedeutend vermehren. Den Stern ϑ im Orion sah man lange nur als 4fachen Stern an, neuerdings bemerkte Struve, daß sich ein 5. Stern an ihm zeige, u. seitdem ist dieser so hell geworden, daß er schon mit mittelmäßigen Fernröhren sichtbar ist Den Stern σ im Orion erkannte Struve als 16fach. Bei den Sternen 1._– 6. Größe findet sich an 10, bei den 6._– 9. Größe nur auf 25 u. bei den noch kleineren nur auf 42 einfachen Sternen 1 D., ihre Zahl vermindert sich also, je kleiner die Sterne sind. Am häufigsten sind sie in der Milchstraße, doch auch andere Gegenden des Himmels haben deren, so im Perseus, Widder, der Fliege, den Zwillingen u. bes. im Orion, am seltensten sind sie in solchen Gegenden des Himmels, wo sehr wenig Sterne 1._– 3. Größe stehen. Unter die bekannten D. gehören Kastor, Riegel, Mesarthim, der Polarstern etc. Herschel theilte sie in Klassen, so daß er in die 1. bis zu 4", in die 2. bis zu 8", in die 3. bis zu 16'' Distanz brachte. Struves 1. Klasse enthält dagegen die D. bis 1", die 2. bis 2", die 3. bis 4", die 4. bis 8", die 5. bis 12", die 6. bis 16", die 7. bis 24", die 8. bis 32'' Distanz. Übrigens sind die Distanzen meist veränderlich. Es ist nicht denkbar, daß von einander weit entfernte Sterne so häufig dem Beobachter von der Erde aus, nur wegen Geringfügigkeit des Sehwinkels, einander so höchst nahe stehend erscheinen sollten, daß die Sternpaare also nur optische D. seien. Man berechnet, daß dies nach Wahrscheinlichkeit bei Sternen der 7. Größe unter 50 Millionen Mal, u. bei Sternen der 5._– 6. Größe unter 75 Millionen Mal nur 1 Mal der Fall sein würde. Daß die D. vielmehr physisch D., weil zu einander gehörige Sterne sind, wird schon dadurch bewiesen, daß man deutlich eine doppelte Bewegung an ihnen beobachtet hat, nämlich a) eine gemeinschaftliche, fort schreitende, wie die anderer Fixsterne; diese ist an dem D. 61 im Schwan sehr bemerklich u. beträgt seit Christi Geburt über 3 Grade od. 6 Monds durchmesser, bei anderen ist sie langsamer, bei noch anderen, wohl wegen der langsamen Bewegung gar nicht bemerkbar; b) eine des einen Sternes und[261] den D., u. zwar des kleineren um den größeren; bei einigen ist diese Bewegung schnell genug, daß man schon aus den Beobachtungen bisher sicher auf die Zeit des ganzen Umlaufs hat schließen können; sie beträgt bei η Krone 43 Jahre, bei ξ Großer Bär 61 Jahre, bei γ Jungfrau 169 Jahre, bei 61 Schwan 452 Jahre, bei Kastor 520, bei vielen hat man aber auf eine Umlaufszeit von mehr als 1000, bei einigen über 10,000 Jahre geschlossen u. an sehr vielen, nämlich an 2150 unter den 2640 Struveschen, hat man noch keine gegenseitige Bewegung mit Sicherheit wahrgenommen. Von der Bewegung eines Sterns um den anderen kommt es wohl auch, daß mehrere Sterne, die sonst als einfache Sterne beobachtet wurden, jetzt D. sind, u. D. sich wieder mehr einander nähern, ja selbst (wie der Stern τ im Schlangenträger) aus D-n einfache werden. Noch ist es nicht gelungen, die Entfernung der D. von der Erde u. gegenseitig von einander zu bestimmen, indessen haben sich neuerdings die Astronomen u. bes. Savary u. Enke bemüht, dies u. auch Elemente ihrer Bahnbestimmung zu finden. So viel ist indessen erwiesen, daß in der Bewegung der D. um einen gemeinsamen Mittelpunkt, das Gesetz der Schwere, ebenso wie in unserem Planetensysteme herrscht, daß es also wahrscheinlich ein allgemeines Gesetz der ganzen Natur ist. Die einzelnen Sterne eines D-s sind bald von ziemlich gleicher, weit öfter aber von abweichender Größe; manche erscheinen fixsternartig, andere planetenartig od. auch nebelig. Sie sind weiß, weißgelblich, gelblich, gelb, blau, roth, grün, auch verschiedenfarbig, so gelb u. weiß (30 Paare), weiß u. blau (53 Paare), gelb u. blau (104 Paare), od. purpur u. aschgrau, grün u. blau (15 Paare); blau u. grün ist fast immer der kleinere Stern, dagegen der größere meist von weißer, selten ins Gelbe od. Rothe spielender Farbe; D. von gleicher Lichtstärke sind auch gleichfarbig. Herschel der Jüngere u. Andere suchen zwar diese Farbenverschiedenheit im Glase der Fernröhre, noch Andere in einer optischen Täuschung, indem unser Auge dem kleineren lichtschwächeren Sterne die Complementarsarbe zu der des größeren ertheile, indessen scheinen viele Gründe für eine reelle, den Sternen eigenthümliche Farbenverschiedenheit zu sprechen. Bei dem D. γ in der Jungfrau haben beide Sterne periodischen Lichtwechsel. Da die D. meist sehr zarte Lichtpunkte von verschiedener Helligkeit u. Distanz vorstellen, so hat man in neuerer Zeit die Beobachtung der D. zur Prüfung von Fernröhren vorgeschlagen. Achromatische Fernröhre, welche z.B. ζ Großer Bär, γ Andromeda, κ Hercules, u. ρ Leier nur eben als D. erkennen lassen, können blos als gewöhnliche, dagegen diejenigen als schon bessere Resractoren angesehen werden, mit denen man z.B. Kastor, π Bootes, ω Fische u. den Polarstern als D. erblickt. Zeigt ein achromatisches Fernrohr z.B. γ Jungfrau, ε Bootes, η Plejaden, η u. σ nördliche Krone deutlich als D., so kann dieses Fernrohr zu den besten Refractoren gerechnet werden. Als sehr seine, blos durch ganz ausgezeichnete Fernröhre erkennbare D. gelten β Steinbock u. β Kleines Pferd. Bei dem letzteren ist der Begleiter selbst wieder doppelt. Bessel u. Struve haben mittels der D. 61 Schwan u. α Leier die Entfernungen dieser Sterne zu bestimmen versucht, s. Fixsterne. Verzeichnisse von D-n gaben Wilhelm u. John Herschel, Bessel, Mädler, bes. G. v. Struve, Stellarum duplic. et multiplie. mensurae micrometr. per magnum tubum Fraunh. annis a 1824 ad 1836 in spec. Dorpat. institutae, Petersb. 1837, Fol., worin 3112 zusammengesetzte Sterne vorkommen, nämlich nach 8 Ordnungen: von 0 bis 1,1 bis 2,2 bis 4,4 bis 8,8 bis 12,12 bis 16,16 bis 24 u. 24 bis 32 Secunden Distanz. Über die Berechnung der Bahnen von D. schrieb Klinkerfues, Gött. 1855.


Pierer's Lexicon. 1857–1865.

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