Parallaxe (Arbeiten von Bessel). 
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später von L o n g sowie von Wil 
liam Herschel, welche diese Methode 
1782 in Erinnerung brachten, versolgt. 
Während Long die Distanzen der Doppel 
sterne y im Widder, Kastor, * im Orion 
und y in der Jungfrau beobachtete, be 
schäftigte sich Herschel längere Zeit mit 
f im Bootes. Da sich keine an eine jähr 
liche Periode geknüpfte Veränderung nach 
weisen ließ, so kam Herschel zu der richti 
gen Ansicht, daß die beobachteten Sterne 
zu einander gehören und in ungefähr glei 
chem Abstand vor uns stehen, daß es also 
physische Doppelsterne sind. 
Diese Erfahrungen führten dahin, 
Sterne zu vergleichen, von denen man 
sicher sein konnte, daß sie kein physisches 
System bilden, also ziemlich weit von 
einander abstehende, oder auch Sterne, von 
denen der eine nur eine geringe, der andre 
aber eine sehr bedeutende Eigenbewegung 
besitzt, daher anzunehmen ist, daß der 
letztere uns verhältnismäßig nahesteht. 
In letzterer Hinsicht ist nun der mit 
Nr. 61 bezeichnete Doppelstern 5. Größe 
im Sternbild des Schwans bemerkens 
wert, der seinen Ort jährlich um 5,6" 
ändert. Aus Vergleichungen dieses Sterns 
mit verschiedenen benachbarten, die A r a g o 
und Mathieu 1812 anstellten, soll sich 
eine relative P. von 0,55" ergeben haben; 
indessen sind die Beobachtungen ver 
loren gegangen, und Arago selbst hat 
ihnen später keine Bedeutung beigelegt. 
Auch Beruh. v. Lindenau hat diesen 
Stern mit einigen benachbarten verglichen, 
nämlich mit », £ und r im Schwan, und 
nach der Berechnung von Peters folgt 
daraus eine P. von 0,4?"; doch be 
trägt die Unsicherheit noch mehr als diese 
Größe. Auch Bessel konnte 1815 und 
1816 durch Vergleichung mit u, v, t 
und a in der Kassiopeia zu keinem brauch 
baren Resultat gelangen; es ergab sich 
nämlich aus 42 Beobachtungen ein nega 
tiver Wert, ein Zeichen dafür, daß die Be 
obachtungsfehler zu groß sind, um den 
Wert der P. finden zu lassen. 
Die Bemühungen Bessels wurden erst 
mit Erfolg gekrönt, als er sich des von 
Fraunhofer konstruierten Heliometers be 
dienen konnte, durch welches die Messung 
Astronomie. 
der Distanzen einen bis dahin nicht er 
reichten Grad von Genauigkeit erhielt. 
Indem er den Stern 61 im Schwan 
1837 und 1838 14 Monate lang mit 
zwei kleinen Nachbarsternen von sehr ge 
ringer Eigenbewegung verglich, fand 
Bessel die P. des erstgenannten Sterns 
gleich 0,3136" mit eineni wahrscheinlichen 
Fehler von 0,oi36" (0,3136 si: 0,0136"). Mit 
Berücksichtigung einer siebenmonatlichen 
Beobachtungsreihe von Schlüter, einem 
Schüler Bessels, wurde dieser Wert später 
in 0,3483" ist 0,0095" verwandelt. 
Die P. des Sterns 61 im Schwan 
wurde ferner bestimmt von Peters 
durch Messungen an dem Vertikalkreis 
der Sternwarte Pulkowa 1842 und 1843 
zu 0,349 ist 0,080 und von Johnson 
durch Heliometerbeobachtungen in Oxford 
1851 und 1853 zu 0,42". 
Eine neue von Peters ausgeführte 
Berechnung der Königsberger Helio 
meterbeobachtungen, in denen sich eine 
Fehlerquelle herausgestellt hatte, ergab 
0,360" ist 0,012". 
Otto v. Struve dagegen erhielt durch 
Messungen mit dem am großen Äqua 
torial von Pulkowa angebrachten Faden 
mikrometer den etwas größern Wert 
0,5ii" ist 0,0282", und noch größer ist der 
Wert 0,564"iii0,oi62", den Auwers aus 
Beobachtungen mit dem Königsberger 
Heliometer in der Zeit voni September 
1860 bis Juni 1862 gefunden hat. 
Auwers hält den Struveschen Wert 
für den genauesten, weil bei den Mes 
sungen mit dem Fadenmikrometer die eine 
der beiden Komponenten des Sterns 61 
selbst mit den Nachbarsternen verglichen 
wurde, während die Heliometermessungen 
sich auf den Punkt in der Mitte zwischen 
beiden Komponenten beziehen, also auf 
keinen physisch fixierten Punkt. Nimmt 
man diesen Struveschen Wert von 0,5ii" 
als Grundlage für die Rechnung, so erhält 
man für die^Entsernung des Sterns 61 
im Schwan 
2 ^ s '^ 5 - — 403,650 Sonnenweiten, 
d. h. 59,74 Bill. Ion oder mehr als 8 Bill. 
geogr. Meilen. Das Licht gebraucht, 
um diese ungeheure Entfernung zurück- 
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