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Scheiner, Strahlung und Temperatur der Sonne. 
hierbei vorausgesetzt wurde, was allerdings nicht streng zulässig ist; 
auch dürfte die von Zöllner benutzte Absorption durch gefärbte Gläser 
nicht einwandfrei sein. Zöllners Endresultat ist 618 000. So lange 
weitere Beobachtungen nicht angestellt sind, dürfte das Mittel zwischen 
Bond und Zöllner 569 500 als Verhältnisszahl zwischen den Hellig 
keiten von Sonne und Vollmond anzuwenden sein. 
Noch schwieriger als die vorher besprochenen sind die Versuche, 
die Helligkeit der Sonne mit derjenigen eines Fixsterns zu vergleichen, 
schwieriger, weil hierbei ein punktförmiges Object mit einer Fläche 
verglichen werden muss. 
Sieht man von einem ganz unzureichenden Versuche von Huyghens 
ab, so rührt die erste Vergleichung der Sonne mit einem Fixstern von 
Wollaston 1827 her. Er verglich das von einer kleinen Thermometer 
kugel reflectirte Sonnenbild im Teleskop mit dem durch eine Linse von 
kurzer Brennweite erzeugten Bilde einer Kerze, und mit jener wiederum 
den Sirius. Die Gleichheit der Bilder wurde durch Variation der Ent 
fernung der Kerze hergestellt. Er nahm den Lichtverlust bei der Re 
flexion viel zu gross, als zu 50%? an und erhielt damit das Iielligkeits- 
verhältniss von Sonne zu Sirius 20 000 Millionen. 
Zöllner hat im Jahre 1864 das punktförmige Bild der Sonne in 
seinem Photometer mit « Aurigae verglichen, wobei dieselben Bedenken 
vorliegen, die bereits bei der Vergleichung von Sonne mit Mond zur 
Sprache gebracht worden sind. Der Zöllner’sche Verhältnisswerth ist 
55 760 Millionen. Müller findet indirect (Vergleichung von Sonne mit 
Mond, Mond mit «Aurigae) den Werth 37 165 Millionen, eigentlich eine 
recht gute Uebereinstimmung mit Zöllner, wenn man die Schwierigkeit 
des Problems betrachtet. 
Nimmt man für « Aurigae als wahrscheinlichsten Parallaxenwerth 
O'.lt an, so würde die Sonne, in die Entfernung von «Aurigae versetzt, 
uns als ein Stern der 6.5 ten Grösse erscheinen. Es möge an dieser 
Stelle hervorgehoben werden, dass dieses Resultat sich in Ueberein 
stimmung mit anderen über die Grösse der Sonne befindet. 
Es sind bisher in allen Fällen, in denen Massenbestimmungen von 
Fixsternen möglich waren, oder wo wenigstens Andeutungen darüber vor 
liegen, grössere Massen als die der Sonne herausgekommen. Dabei ge 
hören diese Sterne allerdings sämmtlich zu den helleren, und man wird 
daher die Sonne nur zu den Fixsternen von etwa mittlerer Grösse 
rechnen dürfen. 
Die vorstehend aufgeführten Untersuchungen über die Helligkeit der 
Sonne sind im Verhältniss zu den Darlegungen anderer Resultate sehr 
kurz hier nur wiedergegeben worden. Der Grund hierfür liegt darin,