Stampfer — Stationär.
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mente Herschel’s an optischer Kraft noch überbieten. Der Erstere
hat ausser einem Reflector von 2 Fuss Oeffnung und 20 Fuss Brenn
weite noch ein grösseres Instrument von 4 Fuss Oeffnung und 37 Fuss
Brenmveite hergestellt und beobachtet mit demselben unter dem heitern
Himmel Malta’s. Von der Wichtigkeit dieses Telescops kann man sich
eine Vorstellung machen, wenn man hört, dass Lass eil mittels des
selben alle 4 Monde des Uranus bei vollem Mondscheine zu sehen
vermochte, während W. Herschel von den beiden innersten Uranus
monden nie auch nur eine Spur sah. Das gewaltige Instrument von
Rosse hat 5Va Fuss Oeffnung und 47 Fuss Brennweite, es löst eine
Menge von Nebelflecken in einzelne Sterne auf, die bisher für jedes
andere Instrument unauflösbar erschienen. Der Spiegel dieses Riesen
telescops wiegt allein 7000 Pfund, und es wird mittels eines sinnreichen
Mechanismus zwischen zwei Mauern im Meridiane bewegt. Die Be
standteile des Spiegels sind 58,9 Kupfer und 120,4 Zinn. In neuester
Zeit haben Steinheil und Foucault angefangen, Spiegeltelescope mit
Glasspiegeln, die auf ihrer innern Fläche chemisch versilbert werden,
anzufertigen und sind dabei zu recht befriedigenden Resultaten gelangt.
Ein unter Leitung Foucault.’s verfertigtes Instrument dieser Art be
sitzt einen Spiegel von 29V2 Zoll Durchmesser und 14 Fuss Brenn
weite. Mittels desselben wurde die Entdeckung des Siriusbegleiters
bestätigt. Es scheint, dass dieser neuen Art von Spiegeltelescopen eine
bedeutende Zukunft blüht, insofern als die Herstellung derselben in
grösseren Dimensionen verhältnissmässig leicht und nicht zu kost
spielig ist.
Stampfer, Simon, geh. am 28. September 1792 zu Windisch-
Matrey, war Anfangs Professor der Mathematik am Lyceum zu Strass
burg, darauf bis 1848 Professor der praktischen Geometrie am poly
technischen Institut in Wien, hat sich durch eine Reihe wichtiger Unter
suchungen um die Optik besonders in ihrer Anwendung speciell auf
astronomische Probleme, sehr verdient gemacht.
Stationär, stillstehend, wird ein Planet dann genannt, wenn seine
Bewegung aus der rechtläufigen in die rückläufige oder umgekehrt,
übergeht. Bei diesem Uebergange scheint er nämlich eine gewisse Zeit
hindurch seine geocentrische Länge nicht zu ändern. Der Grund hier
von ist der nämliche wie derjenige der retrograden Bewegungen der
Planeten und darin zu suchen, dass sich sowohl der Planet als auch
die Erde, von der aus wir ihn beobachten, bewegt. Nimmt man die
Bahnen der Planeten kreisförmig und in der Ebene der Ekliptik, sow'ie
den Erdbahnhalbmesser als Einheit an, und nennt den Radius der
Bahn eines beliebigen Planeten a, s den Elongationswinkel, so hat man
für den Stillstand des Planeten
a
tange = H .
] 1 -f- a
Für den Planeten Venus ist a = 0,7233, also e = 28° 51', und
in der That wird dieser Planet im Mittel bei 28° östlicher und west
licher Elongation von der Sonne stationär.