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keit derselben anzeigt. Es ist schwierig, sich einen Be-griff von dem dynamischen Zustande solcher Sternsystemezu machen. Auf der einen Seite ist es. ohne eine rota-torischc Bewegung und eine (Zentrifugalkraft anzuneh-men, kaum möglich, sich dieselben anders, als im Zu-stande eines beständig fortschreitenden Zusammenfallcnsvorzustellen; auf der andern Seite finden wir es, wennwir eine solche Bewegung und eine solche Kraft zugehen,nicht minder schwierig, die scheinbare Kugelgestalt dersel-ben mit einer Umdrehung des ganzen Systemes um eineeinzige Are zu vereinigen, oder die Nichtexistenz innererCollisioncn zu erklären, die ohne eine derartige Rotationunvermeidlich stattfinden würden.*) — Das folgendeTafelchen enthält die Oertcr für 5650 von einigen derbemcrkenswcrthesten dieser Himmelsobjcktc, als Beispielevon der Klasse, zu welcher sie gehören:
Ger. Rufst.
Ndrdl.Pol. Dist.
Ger. Rufst.
Ndrdl.Pol. Dist.
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55 5
70
55
57
29
95 6
55 54
60
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22
76 54
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25
25
95 54
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616) Eine vollständige Analyse aller der sehr verschie-denartigen Himnielsvbjckte, die man unter der gemein-
') Wenn wir uns einen kugelförmigen Raum mit Sternen vongleicher Masse angefüllt vorstellen, die überall in demselbengleichmäßig vertheilt und sehr zablrcich sind, und die sich einan-der mit einer, dem Quadrate der Entfernung umgekehrt propor-tionalen Kraft anziehen, so wird die rcsultircndc Kraft, vonwelcher ein jeder von ihnen (diejenigen an der Oberfläche deskugelförmigen Raumes allein ausgc'nommcn) in Folge ihrervereinigten Rttractioncn sollicitirt wird, nach dem Mittelpunktedes sphärischcn Raumes gerichtet seyn, und sich direkt verhalten,ww die Entfernung eines jeden Sterns von diesem Mittelpunkte.Dieses ergibt sich aus dem, was Newton über das Gcscz derAnziehung im Innern einer homogenen Kugel bewiesen hat.In Folge eines solchen Atrractionsgesczes würde nun jeder ein-zelne Stern um jenen gemeinschaftlichen Schwerpunkt des Sy-