Absorption des Lichtes. 
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trachten kann, während ihr Glanz zu andern Zeiten dem nicht ge 
schützten Auge unerträglich ist. Die genauesten Untersuchungen über 
die Lichtabsorption in der Atmosphäre hat Seidel mittelst des Stein- 
heil’schen Photometers (s. d.) angestelit. Er findet, dass (bei einem 
Barometerstaude von 0,76 m ) jeder Strahl bei seinem senkrechten Durch 
gänge vom Scheitelpunkte eines Beobachters bis zur Erdoberfläche 0,206 
von seiner Helligkeit einbüsst. Der Glanz der Sonne findet sich für 
den Augenblick des Aufganges oder Unterganges kaum zu '/ 50 von 
demjenigen, welchen sie im Scheitelpunkt stehend zeigen würde. 
Die Absorption des Lichtes bei seinem Durchgänge durch den 
Weltraum ist zuerst im Jahre 1744 von J. P. Lhoys de Cheseaux 
und darauf 1823 von 0Ibers behauptet worden. Beide gingen von 
der Annahme aus, dass in dem unendlichen Raume eine unendliche 
Zahl von Fixsternen, d. h. leuchtenden Sonnen angenommen werden 
müsse. Da man sich aber dann keinen Punkt des Himmelsgewölbes 
denken könne, den nicht ein solcher Fixstern für unsern Anblick ein 
nehme, so müsste das ganze Himmelsgewölbe in einem der Sonne 
gleichen Glanze leuchten. Da dies nun offenbar durchaus nicht der 
Fall ist, so müsse man annehmen, dass das Licht der Himmelskörper 
auf seinem Wege durch den Weltraum neben seiner Abnahme im 
quadratischen Verhältnisse der Distanz noch eine besondere Schwächung 
durch Absorption erleide. Diese Argumentation wäre vollkommen 
richtig, wenn bewiesen werden könnte, dass in der That eine unend 
liche Menge von Fixsternen existiré. Unser Denkvermögen zwingt uns 
anzunehmen, dass der Raum nach allen Richtungen hin völlig unbe 
grenzt, unendlich ist, aber nichts zwingt zu der Annahme, dass den 
unendlichen Raum auch eine unendliche Zahl von Fixsternen erfüllt. 
Nichts desto weniger muss dennoch eine Absorption des Lichtes in den 
Himmelsräumen angenommen werden und ihre Existenz ist auf folgende 
Weise nachgewiesen worden. 
F. W. Struve untersuchte an der Hand der Zählungen W. IIer 
schein (der sogenannten Sternaichungen) und der besten Stern 
kataloge die Anzahl der Fixsterne der verschiedenen Helligkeits- oder 
Grössenklassen, welche am Himmelsgewölbe sichtbar sind. Unter der 
Voraussetzung, dass alle Fixsterne in Wirklichkeit fast gleich weit 
von einander abstehen (eine Annahme, die durchaus keine unberech 
tigte ist), fand er dann, dass diejenigen Sterne, welche das blosse Auge 
eben noch erblickt, 7,7 mal so weit von uns entfernt sind als im Mittel 
die Sterne 1. Grösse, oder wie mau zu sagen pflegt, in einer Distanz 
von 7,7 Sternweiten stehen. Anderseits ging W. Ilerschel bei 
seinen Untersuchungen von dem Prinzip aus, dass im Durchschnitt die 
Helligkeit aller Fixsterne die gleiche sei, eine Annahme, die, wenn 
es sich um sehr grosse Mengen von Sternen handelt, gewiss auch be 
rechtigt ist. Der Unterschied in der Helligkeit der Fixsterne wird 
unter dieser Voraussetzung blos durch ihre grössere Entfernung von 
uns bedingt und umgekehrt kann man also auch aus der Helligkeit 
auf die Entfernung schliessen. Das blosse Auge vermag durchschnittlich 
die Sterne der 6. Grössenklasse noch wahrzupehmen und Herschel