332 
B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
warte, insbesondere von Campbell, geleistet worden. Ein sehr vollständiges 
Verzeichnis von Radialgeschwindigkeiten, das über 2000 Sterne und Nebel 
enthält, ist 1920 von Voûte veröffentlicht worden. 
Um die Größenordnung der Bewegungen zu veranschaulichen, sind in 
der folgenden Tabelle für die hellsten Sterne des Himmels die Bewegungen 
in der Blickrichtung zusammengestellt. Das + Zeichen bedeutet dabei, wie 
bisher (S. 60), Zunahme, das — Zeichen Abnahme der Entfernung. 
Stem 
Gr. 
Sp. 
Rad. 
Geschw. 
Stern 
Gr. 
Sp. 
Rad. 
Geschw. 
a Can. mai. 
— 1.6 m 
A o 
— 7 km 
cc Eridani 
0.6 m 
B 5 
? 
cc Argus 
-0.9 
Fo 
+ 20 „ 
cc Orionis 
i var. 
Ma 
+ 21 km 
cc Centauri 
0.1 
Go 
— 22 „ 
/3 Centauri 
0.9 
Bi 
+ 12: „ 
cc Lyrae 
0.1 
Ao 
-14 „ 
cc Aquilae 
0.9 
A5 
— 33: „ 
a Aurigae 
0.2 
Go 
+ 30 „ 
cc Crucis 
1.0 
Bi 
+ 19: „ 
a Bootis 
0.2 
Ko 
- 5 „ 
a Tauri 
1 11 
K 5 
+ 54 „ 
(3 Orionis 
0.3 
B8p 
+ 23 „ 
P Gemin. 
1.2 
Ko 
+ 4 „ 
a Can. min. 
0.5 
F 5 
- 4 „ 
cc Virginis 
1.2 
B 2 
+ 2 „ 
Daß bei allen Beobachtungen von Radialgeschwindigkeiten stets die 
Bahnbewegung der Erde in den Ergebnissen auftritt, und die Zahlen erst auf 
die Sonne reduziert werden müssen, ist selbstverständlich. Nach dem Dopp- 
LERschen Prinzip ist es gleichgültig, ob sich der Beobachter oder das beobach 
tete Objekt bewegt, oder ob beide ihren Ort wechseln. Maßgebend ist ganz 
allein die relative Geschwindigkeit, mit der sich die Distanz zwischen Beob 
achter und Objekt ändert. Nun ist aber unsere Erde kein fester Standpunkt 
im Raume; sie bewegt sich um die Sonne in der Ebene der Ekliptik mit einer 
mittleren Geschwindigkeit von nahe 30 km. Befindet sich ein Stern in der 
Ekliptik, so wird es eine Jahreszeit geben, in der unsere Erde sich mit 
einer Geschwindigkeit von 30 km auf diesen Stern zu bewegt; genau ein 
halbes Jahr später oder früher entfernt sie sich von ihm mit der gleichen 
Geschwindigkeit. So müssen die Beobachtungen eines in der Ekliptik gele 
genen Sternes Geschwindigkeitsänderungen von + 30 km zeigen, also Ab 
weichungen, die in der Regel viel größer sind, als die mittleren Geschwin 
digkeiten der Sterne selbst. Befindet sich der beobachtete Stern nicht in 
der Ekliptik, so ist der Einfluß der Erdgeschwindigkeit kleiner; er nimmt 
ab mit dem Cosinus des Abstandes von der Ekliptik, so daß bei einem Sterne, 
der sich gerade im Pol der Ekliptik befindet, die Erdbewegung überhaupt 
keinen Einfluß mehr ausübt. Da sich die Erde in einer Ellipse und nicht in 
einem Kreise um die Sonne bewegt, so ist auch die Geschwindigkeit der Erd 
bewegung variabel; jedenfalls aber muß an jede Beobachtung der Radialge 
schwindigkeit eines Sternes eine aus den bekannten Elementen der Erdbahn 
zu berechnende Korrektion angebracht werden, um die wechselnde Erdbewe 
gung zu eliminieren und die Beobachtung auf die Sonne zu reduzieren. Als 
Beispiel dafür, wie die an sich gar nicht stimmenden Beobachtungen des 
selben Sternes zu verschiedenen Zeiten im besten Einklänge miteinander 
stehen, sobald die Reduktion auf die Sonne angebracht wird, mögen die 
auf S. 333 folgenden Beobachtungen von cc Ursae maioris nach Vogel und 
Scheiner dienen.