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

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Doppelsterne.
ner Bahn eintreten. Wenn wir nämlich den Satelliten am 520sten
Tage nach der ersten Beobachtung in dem entferntesten Punkte B
seiner Bahn, oder wieder bei seinem Centralstern S erblicken, so
wird er nach weiteren 250 Tagen zwar in der That genau den
vierten Theil seiner Bahn zurückgelegt haben, aber für uns wird
er in derselben Zeit einen größeren Bogen zu durchlaufen scheinen,
weil nämlich das Licht, so wie der Satellit von B nach n vor-
rückt, immer einen kürzeren Weg, bis zu uns zu gelangen, ha-
ben, also auch immer eine kürzere Zeit dazu verwenden wird. Er
wird uns daher wieder in 10 Tagen früher in n und 20 Tage
früher in A erscheinen, als dieß geschehen würde, wenn entweder
der Durchmesser der Bahn viel kleiner, oder wenn die Geschwin-
digkeit des Lichtes noch vielmal größer wäre, als sie in der
That ist.

Wir werden also den Satelliten die erste Hälfte seiner Bahn
in 520 und die zweite in 480 Tagen durchlaufen sehen. Die
Summe beider Zahlen beträgt tausend Jahre, oder die wahre Um-
laufszeit des Satelliten, wie dieß seyn muß, weil diese von der
Langsamkeit des Lichtes verursachten Ungleichheiten zu beiden Sei-
ten der Gesichtslinie TB sich wieder aufheben. Jene beobachteten
Hälften der Umlaufszeiten sind daher um 20 Tage, d. h. um eben
so viel Tage verschieden, als das Licht braucht, um den Durch-
messer AB der Bahn zu durchlaufen. Da aber das Licht, wie be-
kannt, in jedem Tage 3620 Millionen Meilen durchläuft, so be-
trägt die wahre Größe des Durchmessers dieser Bahn 72400 Mill.
Meilen.

Wenn man aber einmal zu der Kenntniß der absoluten Größe
des Halbmessers Sm der Bahn eines Doppelsterns gekommen ist,
so ist es sehr leicht, auch die Distanz ST des Centralsterns S von
der Erde T zu finden. Zu diesem Zwecke braucht man nur, wenn
anders der Durchmesser mn, in welchem der Satellit einher zu
gehen scheint, senkrecht auf die Gesichtslinie TS steht, den Winkel
STm zu messen, welchen die Distanz Sm des Satelliten in seiner
größten Entfernung von dem Centralkörper in dem Auge des Beob-
achters macht, und dann den bereits gefundenen Halbmesser Sm durch
den Sinus dieses Winkels zu dividiren, um sofort auch die ge-

Doppelſterne.
ner Bahn eintreten. Wenn wir nämlich den Satelliten am 520ſten
Tage nach der erſten Beobachtung in dem entfernteſten Punkte B
ſeiner Bahn, oder wieder bei ſeinem Centralſtern S erblicken, ſo
wird er nach weiteren 250 Tagen zwar in der That genau den
vierten Theil ſeiner Bahn zurückgelegt haben, aber für uns wird
er in derſelben Zeit einen größeren Bogen zu durchlaufen ſcheinen,
weil nämlich das Licht, ſo wie der Satellit von B nach n vor-
rückt, immer einen kürzeren Weg, bis zu uns zu gelangen, ha-
ben, alſo auch immer eine kürzere Zeit dazu verwenden wird. Er
wird uns daher wieder in 10 Tagen früher in n und 20 Tage
früher in A erſcheinen, als dieß geſchehen würde, wenn entweder
der Durchmeſſer der Bahn viel kleiner, oder wenn die Geſchwin-
digkeit des Lichtes noch vielmal größer wäre, als ſie in der
That iſt.

Wir werden alſo den Satelliten die erſte Hälfte ſeiner Bahn
in 520 und die zweite in 480 Tagen durchlaufen ſehen. Die
Summe beider Zahlen beträgt tauſend Jahre, oder die wahre Um-
laufszeit des Satelliten, wie dieß ſeyn muß, weil dieſe von der
Langſamkeit des Lichtes verurſachten Ungleichheiten zu beiden Sei-
ten der Geſichtslinie TB ſich wieder aufheben. Jene beobachteten
Hälften der Umlaufszeiten ſind daher um 20 Tage, d. h. um eben
ſo viel Tage verſchieden, als das Licht braucht, um den Durch-
meſſer AB der Bahn zu durchlaufen. Da aber das Licht, wie be-
kannt, in jedem Tage 3620 Millionen Meilen durchläuft, ſo be-
trägt die wahre Größe des Durchmeſſers dieſer Bahn 72400 Mill.
Meilen.

Wenn man aber einmal zu der Kenntniß der abſoluten Größe
des Halbmeſſers Sm der Bahn eines Doppelſterns gekommen iſt,
ſo iſt es ſehr leicht, auch die Diſtanz ST des Centralſterns S von
der Erde T zu finden. Zu dieſem Zwecke braucht man nur, wenn
anders der Durchmeſſer mn, in welchem der Satellit einher zu
gehen ſcheint, ſenkrecht auf die Geſichtslinie TS ſteht, den Winkel
STm zu meſſen, welchen die Diſtanz Sm des Satelliten in ſeiner
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[333/0343] Doppelſterne. ner Bahn eintreten. Wenn wir nämlich den Satelliten am 520ſten Tage nach der erſten Beobachtung in dem entfernteſten Punkte B ſeiner Bahn, oder wieder bei ſeinem Centralſtern S erblicken, ſo wird er nach weiteren 250 Tagen zwar in der That genau den vierten Theil ſeiner Bahn zurückgelegt haben, aber für uns wird er in derſelben Zeit einen größeren Bogen zu durchlaufen ſcheinen, weil nämlich das Licht, ſo wie der Satellit von B nach n vor- rückt, immer einen kürzeren Weg, bis zu uns zu gelangen, ha- ben, alſo auch immer eine kürzere Zeit dazu verwenden wird. Er wird uns daher wieder in 10 Tagen früher in n und 20 Tage früher in A erſcheinen, als dieß geſchehen würde, wenn entweder der Durchmeſſer der Bahn viel kleiner, oder wenn die Geſchwin- digkeit des Lichtes noch vielmal größer wäre, als ſie in der That iſt. Wir werden alſo den Satelliten die erſte Hälfte ſeiner Bahn in 520 und die zweite in 480 Tagen durchlaufen ſehen. Die Summe beider Zahlen beträgt tauſend Jahre, oder die wahre Um- laufszeit des Satelliten, wie dieß ſeyn muß, weil dieſe von der Langſamkeit des Lichtes verurſachten Ungleichheiten zu beiden Sei- ten der Geſichtslinie TB ſich wieder aufheben. Jene beobachteten Hälften der Umlaufszeiten ſind daher um 20 Tage, d. h. um eben ſo viel Tage verſchieden, als das Licht braucht, um den Durch- meſſer AB der Bahn zu durchlaufen. Da aber das Licht, wie be- kannt, in jedem Tage 3620 Millionen Meilen durchläuft, ſo be- trägt die wahre Größe des Durchmeſſers dieſer Bahn 72400 Mill. Meilen. Wenn man aber einmal zu der Kenntniß der abſoluten Größe des Halbmeſſers Sm der Bahn eines Doppelſterns gekommen iſt, ſo iſt es ſehr leicht, auch die Diſtanz ST des Centralſterns S von der Erde T zu finden. Zu dieſem Zwecke braucht man nur, wenn anders der Durchmeſſer mn, in welchem der Satellit einher zu gehen ſcheint, ſenkrecht auf die Geſichtslinie TS ſteht, den Winkel STm zu meſſen, welchen die Diſtanz Sm des Satelliten in ſeiner größten Entfernung von dem Centralkörper in dem Auge des Beob- achters macht, und dann den bereits gefundenen Halbmeſſer Sm durch den Sinus dieſes Winkels zu dividiren, um ſofort auch die ge-

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 2. Stuttgart, 1835, S. 333. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem02_1835/343>, abgerufen am 05.05.2024.