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Parallaxe (der Fixsterne). 
nicht genauer kannte, um die Sonne 
läuft, so muß ein Fixstern, der uns näher 
steht, während eines Umlaufs der Erde, 
also im Lauf eines Jahrs, auf dem von 
den entferntern Fixsternen gebildeten 
Hintergrund eine scheinbare Bahn be 
schreiben. die in Wirklichkeit ein verklei 
nertes Abbild der Erdbahn ist. Um dies 
zu erläutern, bedeute in Fig. 7 © die 
F'g. 7. 
Sonne, 8 den Fixstern und EFGr .. bie 
Erdbahn, die wir uns als einen auf der 
Ebene des Papiers senkrecht stehenden 
Kreis denken wollen; endlich soll der über 
E Gl errichtete Kreisbogen daö Himmelsge 
wölbe andeuten, auf dem uns die Sterne 
erscheinen. Steht nun die Erde in E, so 
wird der Stern uns in E' erscheinen, 
und bei den Stellungen E, Gr rc. der Erde 
werden wir den Stern an den Orten Eh 
0' rc. sehen. Die Bewegung des Sterns 
wird daher beständig parallel der Be 
wegung der Erde, aber in gerade 
entgegengesetzter Richtung von 
statten gehen, und im Lauf eines Jahrs 
wird der Stern scheinbar eine geschlossene 
Bahn beschreiben, welche ein Abbild der 
Erdbahn ist. Je weiter der Stern von 
uns entfernt ist, desto kleiner wird diese 
Bahn sein. 
Diese ganz scheinbare Ortöveränderung 
der Fixsterne nennt man ihre p a r a l l a k - 
tische Bewegung, und unter P. eines 
Fixsterns versteht man den Winkel am 
Fixstern, den die beiden nach Sonne und 
Erde gezogenen Linien miteinander ein 
schließen, vorausgesetzt, daß die letztere 
Linie auf dem Halbmesser der Erdbahn 
rechtwinkelig steht. Dieser Winkel ist na 
türlich ein Ergebnis der Rechnung, denn 
die Beobachtung kann nur den Winkel bei 
8 in dem Dreieck E 80 geben, in welchem 
im allgemeinen weder bei E noch bei Gr 
rechte Winkel auftreten. 
Nach dem, was früher, S. 374, ge 
sagt worden, wird diese P. eine Bogen 
sekunde betragen, wenn der Abstand des 
Sterns von uns 206,265mal so groß ist 
als die Entfernung der Sonne; es ist dies 
ein Weg, zu dessen Durchlaufung das 
Licht einen Zeitraum von 3V« Jahren 
nötig hat, obwohl es sich mit der unge 
heuern Geschwindigkeit von etwa 300,000 
km in der Sekunde fortpflanzt. Die Beob 
achtungen dieses Jahrhunderts haben uns 
nun gezeigt, daß kein Stern, soviel uns 
bekannt, eine P. von 1" besitzt, sondern 
daß alle bekannten Firsternparallaren 
kleiner als dieser Wert, daß also die Ent 
fernungen auch der nächsten Fixsterne noch 
größer sind als die angeführte Strecke. 
Kein Wunder daher, daß man in frühern 
Jahrhunderten bei geringerer Vollkom 
menheit der Instrumente und Beobach 
tungsmethoden keine P. eines Fixsterns 
nachzuweisen vermochte. 
Daß der Nachweis einer jährlichen P. 
der Fixsterne ein direkter Beweis für die 
Bewegung der Erde um die Sonne fein 
würde, erkannte Kop erni ku s ganz klar, 
und da die Beobachtungen eine solche nicht 
erkennen ließen, so schloß er, daß sie zu 
klein sei, um mit den damaligen Instru 
menten wahrnehmbar zu sein. Den Geg 
nern seines Systems aber wurde in die 
sem negativen Ergebnis der Beobachtun 
gen ein fornreller Grund zu ihrem Wider 
stand gegen die Lehre von der Bewegung 
der Erde um die Sonne gegeben. Tycho 
Brahe, der die Kunst der astronomischen 
Beobachtung zur höchsten Höhe erhob, die 
sie überhaupt vor Erfindung des Fern 
rohrs erreichte, und den wahrscheinlichen 
Fehler einer Winkelmessung, der vor ihm 
10 Bogenminuten betragen hatte, auf 1