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Doppelsterne.

§. 214.

Diese Tafel zeigt also, wie schnell die Distanz eines Sterns vonuns zunimmt, wenn der Winkel « oder die jährliche Parallaxe destelbenkleiner wird. Ist dieser Winkel gleich einer Secunde, d. h. erscheint derHalbmesser der Erdbahn, von dem Stern gesehen, nur mehr unter demWinkel von einer Secunde, so beträgt die Distanz des Sterns von derSonne, oder was hier dasielbe ist, von der Erde, vier Billionen Meilenoder eine Sternweite, wie wir sie oben genannt haben, und dieseDistanz ist so groß, daß selbst das sticht, seiner ungeheuern Geschwindig-keit ungeachtet, sie erst in vollen drei Iahren zurücklegen kann. Wäreaber die Parallaxe eines Fixsterns nur der hundertste Theil einer Se-cunde, so würde die Distanz degelben 4!2, genauer 412'/z Billionen Mei-len betragen, wozu das Licht die Zeit von 3!0 Jahren gebrauchen würde.So kleine Winkel können wir aber selbst mit unseren feinsten Instru-menten nicht mehr messen, daher es uns unmöglich ist, über die Distanzder Fixsterne, deren Parallaxe, wie es scheint, durchaus beträchtlich klei-ner, als eine Secunde ist, etwas Verläßliches zu bestimmen.

Man kann es übrigens nur mit Bedauern sehen, daß die Bemü-hungen der Astronomen, die Distanz der Fixsterne, wenigstens einigerderselben, zu finden, bisher alle vergebens gewesen sind, und daß auchdie Hoffnung, welche die Doppelsterne für diesen Zweck gewährten, wie-der vereitelt worden ist, wenn wir anders nicht einmal zufällig einensolchen bloß optischen Doppelftsrn auffinden sollten, der sich zu jenerAbsicht besonders eignet. — Indexen könnten selbst die physischen Dop-pelfterne uns einmal ein Mittel darbieten, diese so lange vergebens ge-wünschte Distanz der Fixsterne zu erhalten. Wir verdanken dieses Mit-tel dem geschickten Geometer Savary, der sich auch zuerst mit der schwie-rigen Bahnberechnung der Doppelsterne beschäftiget hat, und es wird,wie ich hoffe, den Lesern nicht unangenehm seyn, seine sinnreiche Ideehier kurz entwickelt zu finden.

H. 214. (Entfernung der Doppelsterne von der Erde.) Wenn dieEbene der Bahn, die wir hier der Kürze wegen als kreisförmig anneh-men, auf der Gesichtslinie senkrecht steht, welche den Centralkörper 0(Fig. 60) mit der Erde 1' verbindet, so werden alle Punkte der Peri-pherie dieses Kreises gleichweit von der Erde 1° entfernt seyn.Liegt aber, wie wir hier voraussetzen wollen, die Ebene dieser Bahn soschief gegen die Gesichtslinie, daß sie mit derselben beinahe zusammen-fällt, oder daß die Erde gleichsam nur die Kante dieser Bahnen sieht,so werden diejenigen Punkte der Peripherie inD.u, die hinter dem Cen-tralstern liegen, durchaus eine größere Entfernung von der Erde haben,als die Punkte der vorder« Hälfte dieser Bahn, und der Stern-satellit wird, von der Erde gesehen, nicht in dieser krummen Bahn, son-dern in der geraden Linie ni()u oder in demjenigen Durchmesser desKreises auf und ab zu gehen scheinen, welcher jene beiden Hälftenund inLu des Kreises von einander trennt. Eben so wird aber auchdie Gesichtslinie IX) die kreisförmige Bahn des Satelliten in einenDurchmesser schneiden. Nehmen wir an, der Satellit bewege sichvon nach m, L, n, so wird dieser Durchmesser den Kreis inzwei Hälften theilen, in deren einer der Satellit sich in der Thatvon der Erde entfernt, während er sich in der andern Hälfte Lni^r derErde wieder nähert. Wir wollen, der Kürze wegen, jene die erste unddiese die zweite Hälfte nennen.

Obschon nun in einem Kreise die Bewegung nicht anders als gleich-förmig seyn kann, und obschon daher der Satellit in der Peripherieseiner Bahn immer mit derselben Geschwindigkeit fortgeht, so wird

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