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An mehreren Stellen des Himmels, wo das freie Auge [* 2] nur einen einfachen Stern wahrnimmt, bemerkt man mit dem Fernrohr [* 3] zwei oder auch mehr einander sehr nahe stehende Sterne. Man bezeichnete solche nur durch das Fernrohr zu trennende Sterne als Doppelsterne oder, wo drei und mehr zusammenstanden, als mehrfache Sterne, eine Benennung, die sich zunächst bloß auf die äußere Erscheinung bezog und die Entscheidung, ob solche Sterne wirklich in einer nähern gegenseitigen Verbindung stehen, unberührt ließ. Es blieb vorderhand ganz unentschieden, ob die Doppelsterne nahe nebeneinander oder nur von unserm Standpunkt aus in fast gleicher Richtung hintereinander, vielleicht in sehr großem wirklichen Abstand, zu denken seien.
Nähere Untersuchungen zeigen jedoch, daß mehrere Doppel- [* 4] und vielfache Sterne nicht bloß scheinbar, sondern wirklich einander verhältnismäßig sehr nahe stehen; man nannte diese letztern physische Doppelsterne und unterschied von ihnen die bloß scheinbar benachbarten als optische Doppelsterne. Herschel der ältere teilte die Doppelsterne nach der von ihm beobachteten Distanz in vier Klassen, deren erste die Sterne bis 4 Sekunden, die zweite bis 8 Sekunden, die dritte bis 16 Sekunden, die vierte bis 32 Sekunden Distanz enthielt, in welcher Progression fortschreitend erst die achte Klasse Sterne von 5-8 Minuten Abstand umfaßt, die vom scharfen, unbewaffneten Auge noch unterschieden werden können.
Struve bezeichnet im allgemeinen bloß die ersten vier Herschelschen Klassen, also bis zu 32 Sekunden mittlerer oder bis jetzt beobachteter Distanz, als Doppelsterne, macht aber darunter acht Abteilungen. Er durchmusterte von 1824 bis 1835 mit dem großen Fraunhoferschen Refraktor den in Dorpat [* 5] sichtbaren Himmel [* 6] bis zu 15° südlicher Abweichung, etwa 120,000 Sterne, und fand unter diesen 3112 Doppelsterne seiner acht Klassen, was ungefähr die sechsfache Zahl aller vor ihm mit der Distanz von höchstens 32 Sekunden bekannten ist.
Diese verzeichnete er in seinem Katalog vom Jahr 1827, und 1837 erschien sein Hauptwerk: »Mensurae micrometricae stellarum duplicium«, welches die wiederholten Mikrometermessungen von 2641 Doppelsternen, durchschnittlich jeden viermal bestimmt, enthält. Von den ca. 6000 gegenwärtig bekannten Doppelsternen sind ein Zehntel als sich bewegend, mithin als physische Doppelsterne erkannt worden. Nach dem jetzigen Stande der Beobachtungen scheint sich die größte Anzahl der Doppelsterne auf der nördlichen Halbkugel des Himmels und zwar in der Andromeda, dem Bootes, Großen Bären, Luchs und Orion zu befinden; die südliche Halbkugel des Himmels außerhalb des südlichen Wendekreises ist nachdem jüngern Herschel arm daran.
Eine merkwürdige Eigentümlichkeit der Doppelsternsysteme ist die Farbenverschiedenheit, welche häufig zwischen den zusammengehörigen Sternen stattfindet. Struve fand, daß von 596 Doppelsternen bei 375 Paaren beide Sterne gleich hell und gleichfarbig und zwar weiß sind; 101 Doppelsterne zeigen ähnliche Farben der Komponenten, und bei 120 Paaren, also einem Fünftel der ganzen untersuchten Anzahl, sind beide Sterne von ganz verschiedener Farbe, meist gelb und blau oder auch grün und blau.
Von einer Anzahl Doppelsterne hat man Bahnen und Umlaufszeiten berechnet, und nachstehend geben wir eine Tabelle solcher Bahnen. Es bezeichnet dabei ☊ den Knoten, d. h. den Positionswinkel der Durchschnittslinie der Himmelskugel (oder ihrer Tangentialebene am Hauptstern) und der Bahnebene (der Knotenlinie);
λ die Entfernung des Knotens vom Periastron;
γ die Neigung der Bahnebene gegen die Himmelskugel;
e die Exzentrizität;
T die Zeit des Durchganges durch das Periastron;
P die Umlaufszeit (Periode) in Jahren;
a die scheinbare große Halbachse der Bahn in Bogensekunden.
|Name des Sterns||☊||λ||γ||e||T||P||a||Berechner|
|42 Haar der Berenice||10.5°||0.0°||90.0°||0.075||1839.6||25.5||0,50"||Doberck|
|ζ Herkules||214.3||284.9||43.7||0.148||1830.5||36.4||1.25||Villarceau|
|Σ 3121||23.5||141.6||75.3||0.380||1846.8||40.6||0.71||Doberck|
|η Nördliche Krone||10.5||227.9||65.6||0.474||1805.7||42.5||1.02||Villarceau|
|η Haar der Berenice||22.3||215.5||60.7||0.286||1850.3||43.7||0.96||Doberck|
|μ² Herkules||57.9||156.4||60.7||0.302||1877.1||54.2||1.46||Doberck|
|γ Südliche Krone||229.1||75.4||111.3||0.699||1882.7||55.6||2.40||Schiaparelli|
|ζ Krebs||1.5||266.0||63.5||0.235||1853.4||58.9||1.29||Mädler|
|109.0||199.0||20.7||0.353||1869.3||62.4||0.91||O. Struve|
|ξ Großer Bär||95.8||128.9||52.3||0.431||1816.9||61.6||2.44||Hind|
|ΟΣ 298||14.6||342.5||56.2||0.487||1812.9||68.8||0.89||Doberck|
|α Centaur||86.1||291.7||47.6||0.050||1851.5||77.0||15.5||Jacob|
|21.8||59.3||82.3||0.667||1874.9||85.0||21.80||Hind|
|25.5||45.9||79.4||0.533||1875.1||88.5||18.45||Doberck|
|λ Nördliche Krone||110.4||233.5||85.2||0.350||1843.7||95.5||0.70||Doberck|
|ζ Wage||12.2||89.3||68.7||0.077||1859.6||95.9||1.26||.|
|Σ 3062||39.1||92.1||32.2||0.447||1835.5||102.9||1.27||.|
|ω Löwe||148.8||121.0||64.1||0.536||1841.8||110.8||0.89||Doberck|
|ξ Bootes||26.4||117.8||36.9||0.708||1770.8||127.4||4.86||Doberck|
|4 Wassermann||340.2||235.0||56.6||0.461||1751.9||129.8||0.72||Doberck|
|γ Jungfrau||5.6||313.7||23.6||0.879||1836.4||182.1||3.58||Herschel|
|η Kassiopeia||39.9||223.3||53.8||0.576||1909.2||222.4||9.08||Doberck|
|36 Andromeda||93.8||115.7||51.9||0.654||1801.7||316.0||1.65||Doberck|
|γ Löwe||116.6||195.4||43.1||0.733||1741.0||407.0||1.98||Doberck|
|Kastor||27.8||297.2||44.6||0.329||1849.8||1001.2||7.43||Doberck|
Die Erfahrung zeigt, daß auch hier die Bewegung, ebenso wie im Sonnensystem, nach dem Gravitationsgesetz von statten geht.
Veränderliche Sterne.
Eine ziemliche Anzahl von Fixsternen zeigt eine periodische Veränderlichkeit des Glanzes, bisweilen, wie schon bemerkt wurde, auch einen damit zusammenhängenden Farbenwechsel. Bei einigen hat man bereits die Dauer der Wechselperioden gemessen, andre erleiden dagegen seit mehreren Jahrzehnten oder auch Jahrhunderten entweder eine bloße Ab- oder Zunahme, andre zeigten den Lichtwechsel nur einmal ¶
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und blieben seitdem unverändert. Einer der merkwürdigsten veränderlichen Sterne, der deshalb auch Mira, d. h. der Wunderbare, genannt wird, ist der Stern ο im Hals des Walfisches, dessen periodische Veränderlichkeit schon 1638 erkannt ward. Bei ihm haben sich Perioden der Perioden ergeben, indem die verschiedenen Maxima und Minima durchaus verschieden sind. Er sinkt nämlich zur Zeit des Minimums zu einem Stern 11.-12. Größe herab, wächst aber zuweilen fast zu einem Stern 1. Größe an, während er zu andern Zeiten sein Maximum schon als Stern 4. Größe erreicht.
Aus zahlreichen Beobachtungen ergeben sich 331 Tage 20 Stunden als Zeit der ganzen Periode, in der sich alle Veränderungen wiederholen. Der Stern β des Perseus, [* 8] auch Algol genannt, erreicht sein Minimum bei 4. Größe und wächst bis zu einem Stern 2.-3. Größe an. In dieser Größe bleibt er 2 Tage 12 Stunden lang, in 8-9 Stunden nimmt er wieder bis zur 4. Größe ab. Die Dauer seiner Periode hat (nach Argelander) bis 1855 eine geringe Verkürzung erfahren (1784: 2 Tage 20 Stunden 48 Minuten 59,42 Sekunden, 1855 nur 2 Tage 20 Stund. 48 Min. 52,41 Sek.), wächst aber seitdem wieder.
Eine ebenfalls kurze und ziemlich gleichförmige Periode hat η des Adlers; sie währt nur 7 Tage. 4 Stund. 14 Min. 11 Sek. Im Minimum ist er ein Stern 5.-4. Größe; dann nimmt er erst langsam, darauf rascher und zuletzt wieder langsamer an Lichtstärke zu, bis er nach 2 Tagen 9 Stund. sein Maximum als Stern 3.-4. Größe erreicht hat, von wo ab er ungleichmäßig wieder zum Minimum abnimmt. Stern β der Leier hat zwei Maxima und zwei Minima, doch schwankt er nur zwischen 3.-4. und 4.-5. Größe.
Vom kleinsten Minimum steigt er in 3 Tagen 2 Stund. zum ersten Maximum, von dem er in 3 Tagen 7 Stund. bis zum zweiten Minimum abnimmt. Von hier ab wächst er in 3 Tagen 3 Stund. zum zweiten Maximum, um von hier ab in 3 Tagen 12 Stund. zur geringsten Helligkeit herabzusinken. Die ganze Periode betrug 1840: 12 Tage 21 Stund. 46 Min. 40 Sek., während sie 1784 um 25 Stunden, 1817 und 1818 um ca. 1 Stunde kürzer erfunden ward. Stern δ des Cepheus hat eine Periode von 5 Tagen 8 Stund. 47 Min. 40 Sek. und zeigt unter allen veränderlichen Sternen die größte Regelmäßigkeit.
Seine Helligkeit schwankt zwischen 4.-3. und 5.-4. Größe. Bei noch vielen andern Sternen ist die Veränderlichkeit bestimmt beobachtet, bei noch mehreren nur vermutet worden, ohne bis jetzt genau bestimmt zu sein. So fand Halley den Stern η des schönen Sternbildes Argus am südlichen Himmel 1677 von 4., Lacaille 1751 von 2. Größe, und von dieser ging derselbe wieder zu 4. Größe zurück. Nach vielen Schwankungen in der Lichtstärke, die jedoch seit 1822 nicht unter die eines Sterns 2. Größe herabsank, war der Stern 1843 fast dem Sirius gleich, nahm dann langsam ab und war 1865 kaum mehr mit freiem Auge zu sehen. Auch Capella scheint an Helligkeit zugenommen zu haben, denn sie ist jetzt heller als Wega, was früher nicht der Fall war. Bemerkenswert ist noch, daß die meisten veränderlichen Sterne rot sind, doch gibt es auch weiße; außerdem sind Sterne aller Größen veränderlich, häufiger jedoch die der niedern Größen.
Temporäre Sterne.
Nicht weniger rätselhaft sind die plötzlich erschienenen und meist wieder verschwundenen, die sogen. temporären Sterne. Das plötzliche Aufleuchten eines solchen Sterns im Sternbild des Skorpions 134 v. Chr., der auch in China [* 9] beobachtet wurde, soll Hipparch zur Anfertigung seines Sternkatalogs veranlaßt haben. Ferner beobachteten in der ersten Hälfte des 9. Jahrh. arabische Astronomen einen neuen Stern im Skorpion, dessen Licht [* 10] dem des Mondes in seinen Vierteln geglichen haben soll, und welcher nach vier Monaten wieder verschwand.
Von einer Anzahl solcher Sterne berichtet ferner die chinesische Chronik »Ma tuan lin«, aber erst seit Tycho Brahe haben wir genaue und zuverlässige Nachrichten über dergleichen Erscheinungen. Am erblickte Brahe in der Kassiopeia eines Abends einen überaus hellen Stern, den er früher nie bemerkt hatte. Derselbe übertraf in der ersten Zeit seiner Sichtbarkeit alle [* 11] und selbst Venus an Glanz und ward auch bei Tage bequem gesehen sowie des Nachts durch mäßige Wolken. Im Dezember 1572 fing er an schwächer zu werden, im Januar 1573 war er weniger hell als Jupiter; im April d. J. erschien er als ein Stern 2., im Juli und August 3. und im Oktober und November 4. Größe, zu Anfang 1574: 5.-6. Größe, und im März war er bereits für das unbewaffnete Auge verschwunden, nachdem er 17 Monate hindurch geleuchtet hatte. Im J. 1604 sah Kepler im rechten Fuß des Ophiuchus einen neuen Stern;
derselbe übertraf an Glanz alle Fixsterne 1. Größe, nahm zu Anfang des folgenden Jahrs an Glanz ab und verschwand zu Anfang 1606 spurlos. Im J. 1670 entdeckte Anthelm am Kopf des Fuchses einen neuen Stern 3. Größe, welcher von Juni bis August leuchtete und dann verschwand, im März 1671 wieder als Stern 4. Größe und nochmals im folgenden März als Stern 6. Größe sich zeigte, seitdem aber vergeblich gesucht worden ist.
Ferner entdeckte Hind in London [* 12] einen neuen rötlichgelben Stern 5. Größe im Ophiuchus. Derselbe war 1850 kaum 11. Größe und dem Verschwinden nahe. Zu den merkwürdigsten Erscheinungen der Neuzeit gehört auch das plötzliche Anwachsen eines kleinen Sterns 9.-10. Größe im Sternbild der Nördlichen Krone in der Nacht vom 12. zum zu einem Stern 2. Größe. Derselbe erschien in den darauf folgenden Tagen mit einem schwachen nebligen Duft umgeben, nahm rasch wieder an Licht ab und war 20. Mai schon nicht mehr dem bloßen Auge sichtbar.
Ferner gehört hierher ein von Schmidt östlich vom Stern ρ im Schwan entdeckter Stern 3. Größe von goldgelber Farbe, dessen Glanz so rasch abnahm, daß er in 21 Tagen dem bloßen Auge nicht mehr sichtbar war. Endlich ist auch noch das Erscheinen eines Sterns 6.-7. Größe im Andromedanebel zu erwähnen, der am zuerst bemerkt wurde, Mitte Oktober aber bereits unter 10. Größe herabgesunken war, sowie das Auftreten eines neuen roten Sterns 6. Größe im Orion, der am durch Gorn entdeckt wurde. Die temporären Sterne gehören zu den seltenen Erscheinungen; in den letzten 2000 Jahren sind deren 25 mit einiger Sicherheit zu verzeichnen. Weniger sicher konstatiert als das plötzliche Aufleuchten ist das Verschwinden früher gesehener Sterne.
Für die periodisch veränderlichen Sterne bieten sich aus der Analogie unsers Sonnensystems zwei Erklärungen dar: die Rotationsbewegung und die Umdrehung eines dunkeln planetarischen Körpers um den hellern. Im ersten Fall muß man sich vorstellen, daß der Fixstern nur mit einer Seite, vielleicht nur um einen Punkt seiner Oberfläche herum, stark leuchte, während die übrigen Teile einen schwachen oder bei verschwindenden Sternen vielleicht auch gar keinen Glanz haben. Wo die Veränderung nur gering ist, ¶