22» Doppelsterue.
4» deutlich erkennbare Sterne, vieler cinderer kleinerer nicht zu er-wähnen.
Es ist nicht wahrscheinlich, daß dieses Znsammendrängen derSterne an besonderen Stellen des HinnnelS bloß von dein Zufalleoder von der Stellung unseres Auges kommen sollte. Wenn mandie ans den Beobachtungen bekannte Anzabl der Sterne der sie-benten Größe mit den 44 Sternen der Plejaden vergleicht, sozeigt die Wahrscheinlichkeitsrechnung, daß man viele Millionengegen eins wetten kann, daß die enge Nachbarschaft der letzterennicht zufällig ist.
§. 204. (Dopvclstcrue.) Dasselbe gilt aber auch von denje-nigen Sternen, die man so häustg am Himmel paarweise und insebr geringen Entfernungen von einander stehen sieht. Sie sindöfter nur durch wenige Secunden von einander getrennt und kom-men so häufig vor, daß wir ihrer schon über 6»»» beobachtet ha-ben. Diese Nähe und noch mehr diese große Anzahl der Dop-pelsterne macht es äußerst unwahrscheinlich, daß sie diese Dupli-cität nur ihrer St llung gegen unser Auge verdanken, daß sie nuroptisch doppelt seyn, daß sie nämlich für uns bloß auf derselbenGesiebtslinie stehen und demungeachtet doch durch sebr große Di-stanzen von einander getrennt seyn sollten. Wir sind also veran-laßt, diese Sterne für physisch doppelt anzunehmen, für Ster-nenpaare, die in der Tbat nahe an einander stehen, die zusammengeboren und die durch irgend ein gemeinschaftliches Band zu einemGanzen, zu einem eigenen, isolirten Systeme verbunden sind. Wirwerden diese Annahme bald noch mehr bestätiget finden.
§. 2»Z. (Klassen der Doppelsierne). Der ältere Herschel, derdie Doppelsterne zuerst zu einem Gegenstaude seiner besondernAufmerksamkeit machte, und der sie gegen das Jabr 178» zubeobachten anfing, fand bald eine so große Anzahl derselben, daßer es für nötbig fand, sie in Klassen einzutbeilen. Als Einthei-lungsgrund nahm er die verschiedene» Distanzen derselben an undsetzte in die erste Klasse alle diejenigen, deren Distanz kleiner alS4 Secunden war; zur zweiten Klasse zählte er die, deren Di-stanzen zwischen 4 und 8, zur dritten, die zwischen 8 und 16 Se-cunden, und zur vierten endlich, die zwischen 16 bis 22 Secunden.