bische Schriftsteller des 12ten Jahrhun 
derts, Alhazen, in seiner dort erwähn 
ten, aus uns gekommenen Schrift: ,,ve 
crepu 8 k!uli« schon sehr bestimmt von 
den astronomischen Strahlenbrechungen, 
und leitet sie davon her, daß die Mate 
rie der Himmel (der „Aether,“ wie ich 
mich oben ausdrücke) subtiler sey, als 
unsere Luft. Auch schlägt er Mittel vor, 
die Größe der Nefraction zu finden, 
gelangt aber nicht zur Bestimmung die 
ser Größe selbst. 
Erst im löten und lGten Jahrhundert 
untersuchten Bernhard Walther (rei 
cher Nürnberger Patricier und eifriger 
Liebhaber der Astronomie, in seinen spä 
ter Lugd. Batav, 1618 erschienenen ,.06- 
serv. Noriinb. £C )j vorzüglich aber Tycho 
de Brahe („Progymnasm.“ Nähere 
historische und literarische Notizen über 
ihn im Art. Weltsystem) diesen Ge 
genstand genauer und mit besseren In 
strumenten; und man gelangte nun zu 
einer Einsicht von der ganzen astronomi 
schen Wichtigkeit der Refraction. T y ch o, 
dieser große Beobachter, irrte aber bei 
seinen Untersuchungen darin, daß Er die 
Refraction für die verschieden entfernten 
Gestirne auch verschieden annahm, und 
dieselbe für größere Höhen nicht mehr 
zuließ, wogegen schon Kepler (Para- 
lipom. ad Vitell.) mit gewohntem Scharf 
sinne bemerkte, daß auf die verschiedenen 
Entfernungen Nichts ankommen könne. 
— Das Bestimmtere in dieser Materie 
verdanken wir aber zuerst dem älteren 
Cassini (diesem uns so viel bekannt 
gewordenen Astronomen Ludwig XIV.). 
welcher um 1660 aus seinen Beobach 
tungen eine Tafel der Refractionen ab 
leitete, und die Wirkung der letzteren bis 
auf gewisse Abstände vom Zenith nach 
wies. Hierbei wollen wir auch zunächst 
stehen bleiben. 
Mit einem solchen Bezug auf die 
bloße Beobachtung nämlich lehrt die 
Astronomie verschiedene Methoden, die 
Größe der Refraction zu finden. 
Für die Sonne z. B. kennt man 
die Abweichung für jeden Augenblick, und 
kann also daraus und aus der zugleich 
bekannten Aequatorshöhe des Beobach 
tungsortes die Mittagshöhe jenes Gestirns 
berechnen, wonächst der Unterschied.ge 
gen die Beobachtung sogleich die Ne 
fraction für die bezügliche Höhe gewährt. 
Für einen Fixstern aber verfährt 
man, zum andern Beispiele, folgender 
maßen : 
In Paris culminirte* bei einer frü 
heren Beobachtung a Persei (Algeib, 
vergl. Sternbilder) nur . . 6 Minuten 
nordwärts vom Schei- 
tclpuncte, für welchen ge 
ringen Zenithabstand des 
Sterns die Refraction — 
0 gesetzt werden kann. 
Die Aequatorshöhe von 
Paris — dem d o r t i- 
gen Zenithabstande 
des Nordpols ist . 41° 10 
worausderPolabstand 
des Sterns . . . 41° 4' 
kommt, mit welchem dieser Stern, 1 2 
Stunden nach der Culmination, unter 
halb des Pols, hätte durch den Me 
ridian gehen müssen, und wobei sich seil! 
dann Statt findender Zenithabstano 
ohne Nefraction also 
6' + 2. (41° 4') — 82° 14 Minuten, 
und seine Höhe (90° — 
82° 14' —) . . . 7° 46 „ 
ergeben haben würde. 
Beobachtet wurde letztere 
aber vielmehr — . 7° 52 „ 
und der Unterschied der „ 6 Minute* 
ist demnach die Nefraction für die schein 
bare Höhe von 7° 52'; wenn ein Fir- 
* Ich sage: „der Fixstern cnlminirte (da 
mals) 6 ' vom Zenith," indem sich mit 
dem Vorrücken der Nachtgleichei, 
(vergl. t>. Art.) die Abweichung der 
Fixsterne, und also auch ihr Z e n i t h- 
abstand ein wenig ändert, daher der 
letztere jetzt vom damaligen einigerma 
ßen verschieden seyn muß. — Mit an 
dern Worten: da der Stern seine Ab 
weichung, der Beobachter aber 
nicht zugleich seine geographische 
Breite ändert, so ändert sich also der 
Zeniry abstand des ersteren vom letz 
teren. 
** Ich habe die Secunden unterdrückt, be 
merke aber des Folgende» wegen , daß 
diese Beobachtung die Nefraction für die 
scheinbare Höhe von 7° 52' genauer 
6 ' 25" ergab.