Die Fixsterne. 
Als eine blosse Möglichkeit betrachtet, lässt sich der Ge 
danke nicht geradezu abweisen; nur vergesse man nicht, dass 
hierzu Massen gehörten, die unsere Sonne vielleicht tausend 
Millionenmal überträfen, und Volumina, die etwa der Uranus 
bahn am Durchmesser gleich wären. Im Folgenden (§. 228.) 
aber wird sich zeigen, dass wenigstens in der Region, die wir 
als unsere Fixsternwelt bezeichnen können, Körper dieser 
Art nicht Vorkommen. 
§. 209. 
Die Fixsterne stehen, wie wir bereits erwähnt haben, 
keineswegs absolut fest, sondern viele von ihnen zeigen Be 
wegungen, die nach kürzerer oder längerer Zeit für unsere 
Beobachtungen wahrnehmbar werden. Bereits vor 150 Jahren 
kam Halley auf diese Vermuthung; denn in den Beobachtungen 
Ilipparch’s, verglichen mit denen von Flamsteed und anderen 
neueren Astronomen, fanden sich nach Anbringung der nöthigen 
Reductionen so starke Incongruenzen, dass es nicht wohl mög 
lich war, sie den Beobachtungsfehlern zuzuschreiben. Indess 
besitzen wir nur ein sehr mangelhaftes Detail über die alten 
Beobachtungen, und es war jedenfalls vorauszusetzen, dass sie 
nicht hinreichende Genauigkeit besässen, um die Sache ausser 
Zweifel zu setzen. Als man aber gegen das Ende des vorigen 
Jahrhunderts die genauen Beobachtungen Bradley's mit den 40 
bis 50 Jahre späteren PiazzVs verglich, und auch die Angaben 
anderer Astronomen benutzen konnte, zeigten sich diese Diffe 
renzen schon mit grösserer Bestimmtheit, und seit dieser Zeit 
hat unsere Kenntniss der Eigenbewegungen in rascher Progres 
sion zugenommen. Argeiander hatte 540 Sterne, hei denen 
eine stärkere Eigenbewegung vermuthet werden konnte, in Abo 
beobachtet, und fand durch Vergleichung seiner Resultate mit 
denen früherer Astronomen bei 390 dieser Sternen eine 
Saecular-Bewegung von 10" und darüber; und andre folgten 
diesem Beispiele. — Im Jahre 1848 begann ich eine nach 
9 Jahren vollendete Arbeit: für sämmtliche Bradley’sjAie 
Sterne die neueren zuverlässigen Beobachtungen (namentlich 
auch die in Dorpat angestellten) mit denen von 1755 zu ver 
gleichen, um möglichst scharfe Oerter und Eigenbewegungen 
für sie zu ermitteln. In Beziehung auf die verschiedenen 
Glanzklassen fand ich folgendes: 
65 Sterne der 1. u. 2. Grösse . . . 22",22 saec. Bew. 
154 - - 3. Grösse 16",83 
312 - - 4. - 13",72 - 
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