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Die veränderlichen Sterne. 
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nach meinem Vorgänge im Jahre 1852, einerseits angefangen, sie 
mit den Vorgängen auf der Sonne zu vergleichen, und darf ander 
seits hoffen, in nicht allzuferner Zeit durch die Spektralanalyse 
Aufschlüsse zu erhalten, welche auf eine gute Fährte hinweisen 
dürften. Für weitern Detail kann auf C03—G verwiesen werden. 
3 89. Die Fixsternparallaxe. — Wir haben früher (263) 
gesehen, dass die von Coppernicus ausgedachte Methode für Be 
stimmung der jährlichen Parallaxe, trotz ihrer theoretischen Richtig 
keit, weder ihn noch seine Nachfolger zu positiven Resultaten führte, 
— ja noch am Anfänge des gegenwärtigen Jahrhunderts wusste man 
bloss, dass auch die Parallaxe des nächsten Fixsternes keine volle 
Sekunde betragen könne, oder seine Distanz mehr als 20 Millio 
nen : Si 1" ¡=! 4 Billionen g. M. halten müsse. Damit war aber offen 
bar nur eine untere Grenze für die Fixsterndistanzen gefunden, 
welche man unter dem Namen Sternweite als eine neue Einheit ein 
führte, — wohl auch, da das Licht etwa 3‘/ 3 Jahre brauchte, um 
sie zu durchlaufen, gleich 3 ! / 3 sog. Lichtjahre setzte, so dass sich 
Sternweite und Lichtjahr gerade so wie Meter und Fuss verhalten. 
Es blieb also noch zu versuchen, wenigstens für einzelne Sterne 
auch die Parallaxe selbst oder zum mindesten eine obere Grenze 
für deren Distanz zu ermitteln, und dies gelang endlich gegen die 
Mitte des Jahrhunderts den Bessel, Henderson und Struve ziemlich 
gleichzeitig. Wir werden jedoch auf diese und verwandte seitherige 
Bestimmungen erst später (607) im Detail eintreten 'können und es 
muss hier genügen, vorläufig und beispielsweise anzuführen, dass 
Bessel für 61 Cygni eine jährliche Parallaxe von mindestens 0",37 
fand, so dass dieser Stern etwa 3 Sternweiten oder 10 Lichtjahre 
von uns entfernt sein dürfte w . 
Zu 2N?» : a. Bessel wählte zu seinem Versuche diesen Doppelstern, teils 
weil er in ihm wegen starker Eigenbewegung (291) zu den nähern Sternen 
zu gehören schien, teils weil in seiner Nähe zwei kleine Sterne ohne solche 
standen, welche also mutmasslich weit ferner waren, wie es die von ihm ge 
wählte Methode erforderte, von welcher folgendes einen vorläufigen Begriff 
giebt: Stehen für einen Beobachter zwei Punkte 
nahe in einer auf ihn zulaufenden Geraden, so be 
wegt sich scheinbar, wenn der Beobachter seitwärts 
geht, der fernere der beiden Punkte mit ihm, und 
wenn sich somit dem durch die Erdbewegung fort 
während deplacierten Beobachter bei wiederholter 
Messung des Abstandes zwischen einem hellen Sterne 
S, und einem ihm nahen schwachen, also (592) mutmasslich fernem Sterne S* 
dieses Verhältnis zeigt, so ist der schwächere wirklich ferner und zugleich 
K 
ist die Differenz der Abstände 
u l — n — f 
oder 
n > u, 
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