582 
— Die Welten. — 
285 
Gebiete der sog. Veränderlichen, welche Argeiander und seine Schüler 
Eduard Heis, Julius Schmidt, Eduard Schönfeld, etc., erreicht haben, 
der ersterwähnten Methode zu verdanken ist. 
Miii 285: a. Vgl. „Argeiander, Aufforderung an Freunde der Astronomie 
zur Anstellung von Beobachtungen (Schumachers Jahrbuch 1844), — Heis, De 
magnitudine relativa numeroque accurato stellarum quae solis oculis conspici 
untur fixarum. Monasterii 1852 in 4., — etc.“ — b. Das wesentliche der 
Argelander’schen Methode besteht darin, dass man die zwei zu vergleichenden 
Sterne a und b abwechselnd ins Auge fasst: Findet man sie beständig gleich, 
so notiert man a ■ b; dagegen bezeichnet b • 1 • a, dass b zuweilen heller als a 
erscheine (erste Stufe), — b • 2 • a, dass b immer heller als a (zweite Stufe), — 
b-3-a, dass b schon auf den ersten Blick etwas heller als a (dritte Stufe), — 
und b-4>a, dass b sogar merklich heller als a (vierte Stufe) gefunden wurde. 
Mehr als 4 Stufen (von welchen etwa 10 auf eine Grössenklasse gehen, da 
Argeiander dem als Normalstem erster Klasse gewählten Aretur die Zahl GO, 
den schwächsten Sternen sechster Klasse aber 0 beilegt) schätzt man direkt 
nicht mehr zuverlässig, sondern muss Zwischensterne beiziehen, — und das 
selbe Hilfsmittel ist auch anzuwenden, wenn die Sterne weit auseinander oder 
in sehr verschiedenen Höhen stehen. Bei den zahlreichen Sternen 3. bis 6. Grösse 
hat man für solche Vergleichungen eine so grosse Auswahl, dass man nicht 
nur a mit b, b mit c, c mit d, etc., sondern zur Kontrolle auch a mit c, 
b mit d, a mit d, etc., vergleichen und schliesslich durch Kombination eine 
sichere Grössenreihe aufstellen kann. Bei den Sternen der zwei ersten Klassen 
wird dagegen allerdings die Sache schwieriger und man ist fast genötigt, 
Vergleichungen beizuziehen, welche während der Dämmerung oder bei Mond 
schein gemacht sind; bei gehöriger Vorsicht ist letzteres Verfahren jedenfalls 
der früher beliebten Benutzung des allmäligen Erscheinens nach Sonnen 
untergang vorzuziehen. 
Die Farben der Sterne. — Die Farbe der Fixsterne 
ist vorherrschend weiss bis gelblich-weiss, doch kommen entschieden 
auch andere Farben, wie namentlich rot, vor a . Leider ist bei Farben 
die subjektive Auffassung kaum ganz zu eliminieren; doch scheinen 
bei einzelnen Sternen Farbenwechsel vorzukommen h . Schon Doppler 
führte nun die Farbenverschiedenheiten und namentlich auch den 
Farbenwechsel auf Bewegungserscheinungen zurück c , und man hat 
in der That wohl anzunehmen, dass, wenn die Geschwindigkeit V' 
eines Gestirnes in endlichem Verhältnisse zur Geschwindigkeit V 
des Lichtes steht, sich bei Annäherung des Gestirnes, da die An 
zahl n der in einer Sekunde von demselben ausgehenden Licht 
wellen dieselbe bleibt, also die Längen dieser letztem die Propor 
tion A' : A = (V — V') : V eingehen müssen, die Lichtwellen sich 
verkürzen, folglich die das Gestirn charakterisierenden Linien sich 
dem Violet nähern werden, — bei Entfernung dagegen dem Rot d . 
Auf eine hiemit zusammenhängende Methode relativer Distanz 
bestimmung werden wir später (614) zurückzukommen haben c .