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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
ganzen Himmel umziehenden Bandes, also der sog. Lichtbrücke, und würde 
auch, unter durchaus plausiblen Annahmen für die Gesamtmasse des Staub 
ringes, die kleinen Abweichungen in Perihellänge, Bahnneigung und Knoten 
lage, wie sie bei den inneren Planeten — am deutlichsten am Merkur 
perihel — beobachtet werden, einfach erklären. 
Eine definitive Entscheidung über das Wesen des Zodiakallichtes läßt sich 
trotzdem zur Zeit noch nicht treffen; jedenfalls aber dürfte vorläufig die er 
wähnte von Seeliger auch theoretisch behandelte Hypothese vor allen an 
deren die größere Wahrscheinlichkeit in sich schließen. 
VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen. 
Das Gebiet der Fixsterne ist für die astrophysikalische wie für die 
astronomische Forschung als ein unerschöpfliches zu bezeichnen, je mehr 
es gelingt, durch größere Dimensionen der Fernrohre und durch Vervoll 
kommnung der Apparate immer schwächere Sterne zur Untersuchung heran 
zuziehen. Bei dieser überwältigenden Zahl der Objekte verschwindet im all 
gemeinen das Einzelne, wenn es nicht durch besondere, selten vertretene Eigen 
schaften das Interesse auf sich lenkt. Die Ergebnisse sind daher mehr gene 
reller Art; es stellt sich bald das Erfordernis ein, statistisch zu arbeiten, d. h. 
zu summieren und zu klassifizieren, ähnlich wie in den beschreibenden Natur 
wissenschaften. Das trifft ganz besonders bei den photometrischen und spek 
troskopischen Untersuchungen zu, mit denen wir uns zunächst beschäftigen 
wollen. 
18. Die photometrische und spektroskopische Einteilung 
der Fixsterne. 
Während bei den Planeten und Kometen der Abstand von Erde und Sonne, 
ihr Aussehen im Fernrohr, ihre wahren Dimensionen, Masse und Dichte zur 
Kennzeichnung ihrer physischen Eigentümlichkeiten neben Helligkeit und 
Spektrum herangezogen werden konnten, bleiben, von Einzelfällen abgesehen, 
auf dem Gebiete der Stellarphysik nur die beiden letzten Eigenschaften als 
Kennzeichen des physischen Individuums übrig. Obwohl die Helligkeit eines 
Sterns ohne Kenntnis der Parallaxe zunächst nur eine scheinbare, von der Ent 
fernung abhängige Größe ist, haben sich doch im Laufe der Zeit wichtige 
Beziehungen zwischen der Helligkeit der Sterne und ihrem Spektrum ergeben, 
derart, daß die Photometrie der Gestirne nach und nach so in den Vorder 
grund des astrophysikalischen Interesses gerückt ist, daß ihr heute die gleiche 
Bedeutung zukommt, wie der Spektralanalyse. 
Die Größenschätzungen. Die Einteilung der Helligkeiten der Fixsterne 
nach Größen ist auf die unbekannten Beobachter zurückzuführen, die das Mate 
rial für den ersten Fixsternkatalog des Almagest geliefert haben, der von 
Ptolemäus für das Jahr 138 n. Chr. zusammengestellt worden ist. Die Beob 
achtungen selbst liegen aber zweifellos z. T. viel weiter zurück und werden, 
allerdings wohl ohne tiefere historische Begründung, auf Hipparch (150 v. Chr.) 
oder gar auf Eudoxus (366 v. Chr.) zurückgeführt. Die hellsten Sterne wurden 
bereits damals als erster Größe, die schwächsten, noch eben wahrnehmbaren 
als sechster Größe bezeichnet; die übrigen wurden dazwischen eingeschaltet