Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 2. Stuttgart, 1835.

Es ist nicht wahrscheinlich, daß dieses Zusammendrängen der
Sterne an besonderen Stellen des Himmels bloß von dem Zufalle
oder von der Stellung unseres Auges kommen sollte. Wenn man
die aus den Beobachtungen bekannte Anzahl der Sterne der sie-
benten Größe mit den 44 Sternen der Plejaden vergleicht, so
zeigt die Wahrscheinlichkeitsrechnung, daß man viele Millionen
gegen eins wetten kann, daß die enge Nachbarschaft der letzteren
nicht zufällig ist.

§. 204. (Doppelsterne.) Dasselbe gilt aber auch von denje-
nigen Sternen, die man so häufig am Himmel paarweise und in
sehr geringen Entfernungen von einander stehen sieht. Sie sind
öfter nur durch wenige Secunden von einander getrennt und kem-
men so häufig vor, daß wir ihrer schon über 6000 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 Stellung gegen unser Auge verdanken, daß sie nur
optisch doppelt seyn, daß sie nämlich für uns bloß auf derselben
Gesichtslinie stehen und demungeachtet doch durch sehr 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 That nahe an einander stehen, die zusammen
gehören und die durch irgend ein gemeinschaftliches Band zu einem
Ganzen, zu einem eigenen, isolirten Systeme verbunden sind. Wir
werden diese Annahme bald noch mehr bestätiget finden.

§. 205. (Klassen der Doppelsterne). Der ältere Herschel, der
die Doppelsterne zuerst zu einem Gegenstande seiner besondern
Aufmerksamkeit machte, und der sie gegen das Jahr 1780 zu
beobachten anfing, fand bald eine so große Anzahl derselben, daß
er es für nöthig fand, sie in Klassen einzutheilen. Als Einthei-
lungsgrund nahm er die verschiedenen Distanzen derselben an und
setzte in die erste Klasse alle diejenigen, deren Distanz kleiner als
4 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 32 Secunden.

Es iſt nicht wahrſcheinlich, daß dieſes Zuſammendrängen der
Sterne an beſonderen Stellen des Himmels bloß von dem Zufalle
oder von der Stellung unſeres Auges kommen ſollte. Wenn man
die aus den Beobachtungen bekannte Anzahl der Sterne der ſie-
benten Größe mit den 44 Sternen der Plejaden vergleicht, ſo
zeigt die Wahrſcheinlichkeitsrechnung, daß man viele Millionen
gegen eins wetten kann, daß die enge Nachbarſchaft der letzteren
nicht zufällig iſt.

§. 204. (Doppelſterne.) Daſſelbe gilt aber auch von denje-
nigen Sternen, die man ſo häufig am Himmel paarweiſe und in
ſehr geringen Entfernungen von einander ſtehen ſieht. Sie ſind
öfter nur durch wenige Secunden von einander getrennt und kem-
men ſo häufig vor, daß wir ihrer ſchon über 6000 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 Stellung gegen unſer Auge verdanken, daß ſie nur
optiſch doppelt ſeyn, daß ſie nämlich für uns bloß auf derſelben
Geſichtslinie ſtehen und demungeachtet doch durch ſehr 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 That nahe an einander ſtehen, die zuſammen
gehören und die durch irgend ein gemeinſchaftliches Band zu einem
Ganzen, zu einem eigenen, iſolirten Syſteme verbunden ſind. Wir
werden dieſe Annahme bald noch mehr beſtätiget finden.

§. 205. (Klaſſen der Doppelſterne). Der ältere Herſchel, der
die Doppelſterne zuerſt zu einem Gegenſtande ſeiner beſondern
Aufmerkſamkeit machte, und der ſie gegen das Jahr 1780 zu
beobachten anfing, fand bald eine ſo große Anzahl derſelben, daß
er es für nöthig fand, ſie in Klaſſen einzutheilen. Als Einthei-
lungsgrund nahm er die verſchiedenen Diſtanzen derſelben an und
ſetzte in die erſte Klaſſe alle diejenigen, deren Diſtanz kleiner als
4 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 32 Secunden.