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Parallaxe (ber Fixsterne). 
Paul und Numea, und drei auf der nörd 
lichen Halbkugel: Peking, Jokohama und 
Saigon. 
Das Deutsche Reich sandte Beobachter 
nach Tschifu in China, den Kerguelen und 
den Aucklandsinseln, Mauritius und Jspa- 
han in Persien. 
Russische Astronomen beobachteten an 
etwa 30 Stationen, die Nordamerikaner 
hatten 8 Stationen besetzt, die Italiener 
und Portugiesen 1, die Holländer 2. 
Zu den ältern beiden Beobacktungsme- 
thoden, der Halleyschen und der Delisle- 
schen, kamen diesmal noch andre hinzu. 
Da nämlich die Stelle, an welcher ein Be 
obachter die Venus vor der Sonnenscheibe 
sieht, auch von der P. abhängt, so wird 
man diese finden können, wenn für ver 
schiedene Beobachtungsorte und bestimmte 
Zeiten die Abstände der Mittelpunkte von 
Venus und Sonne sowie Richtungen die 
ser Abstände oder die Positionswinkel der 
Venus gegeben sind. Zu diesen Beobach 
tungen hat man nun teils das Heliometer 
(s. d.), teils photographische Aufnahmen 
angewandt. Wenn man nämlich in regel 
mäßigen Zwischenzeiten die Sonne photo 
graphiert, so kann man durch Messung der 
Bilder unterm Mikroskop Abstand und 
Positionswinkel der Venus finden. Auch 
die genauen Momente der Berührungen 
beim Ein- und Austritt des Plaueten 
hoffte man durch rasch nacheinander ge 
wonnene Aufnahmen erniitteln zu kön 
nen , an denen das allmähliche Vorrücken 
sichtbar wäre, und der französische Astro 
nom Janssen hatte zu dem Zweck einen 
eignen Apparat, einen photographischen 
Revolver, konstruiert. 
Eine umfassende Diskussion deö durch 
diese Beobachtungen gewonnenen Ma 
terials liegt zur Zeit noch nicht vor. Doch 
hat Puiseur schon im April 1875 den 
Wert von 8,879" für die Sonnenparallare 
als vorläufiges Resultat aus den von 
Mouchez ans St. Paul und Fleuriais 
in Peking angestellten Beobachtungen an 
gegeben,'während aus den englischen Be 
obachtungen der Mittelwert 8,76v" berech 
net worden ist. Bei letzterm sind die pho 
tographischen Aufnahmen nicht mit be 
rücksichtigt, da die Umrisse der Bilder un 
term Mikroskop zu unklar erschienen , als 
daß genaue Messungen möglich wären. 
Die llngewißheit über die Größe der Son 
nenparallare ist daher jetzt noch nicht be 
seitigt, und man erwartet eine weitere 
Entscheidung erst von dem Venuödurch- 
gang von 1882. 
Parallaxe der Iirflerne. 
Die P., von welcher im Vorhergehen 
den die Rede war, bezeichnet man als die 
tägliche P. im Gegensatz zur jährli 
chen P., von welcher nun die Rede sein 
soll. Die erstere ist schon bei der Sonne 
so gering, daß ihre sichere Bestimmung 
große Schwierigkeiten macht, und bei den 
entferntern Planeten Jupiter, Saturn, 
Uranus beträgt sie nur 2, 1 und V- Bo 
gensekunde. Noch weit kleiner ist sie aber 
bei den Fixsternen, gegen deren ungeheure 
Entfernung alle auf der Erde angebbaren 
Abstände vollständig verschwinden. Die 
bedeutende Größe dieser Entfernung ahn 
ten schon die alten Astrononren, und 
Aristarch von Samos, der die Bewe 
gung der Erde um die Sonne lehrte, 
sprach sich dahin aus, daß der Umfang 
des von der Erde beschriebenen Kreises 
sich zur Entfernung der Fixsterne verhalte 
wie das Zentrum einer Kugel zu ihrer 
Oberfläche. Ja bei Geminus, der im 
1. Jahrh. v. Ehr. in Rom lebte, begegnet 
uns sogar die Bemerkung, daß man nicht 
annehmen dürfe, es liegen alle Fixsterne 
auf ein und derselben Sphäre, obwohl 
wir mit unserm Gesicht die verschiedenen 
Entfernungen nicht zu unterscheiden ver 
mögen. 
Da die Astronomen des Altertums und 
des Mittelalters im ganzen an der geo- 
zentrischenWeltanschauung festhielten, d.h. 
die Erde unbeweglich im Mittelpunkt des 
Weltalls annahmen, so stand ihnen kein 
Mittel zu Gebote, die Entfernung der 
Fixsterne näher zu bestimmen. Nachdem 
aber am Anfang der neuen Zeit Koper- 
nikus sein System der Bewegung der 
Erde um die Sonne aufgestellt hatte, 
mußte eine solche Bestimmung verhält 
nismäßig leicht möglich erscheinen. Wenn 
nämlich die Erde wirklich in einem Kreis, 
dessen Durchmesser man damals sreilick