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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