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Fixsternsystem 



bekannt ist, hat Kapteyn, Vorsteher des 

 astronomischen Laboratoriums in Groningen, 

 folgende Erwgung angestellt. Die Eigen- 

 bewegung eines Sternes setzt sich zusammen 

 aus der zur Gesichtslinie senkrechten Kom- 

 ponente seiner ihm selbst zukommenden 

 Bewegung und aus der parallaktischen Ver- 

 schiebung, welche er durch die Bewegung 

 des Sonnensystems erfhrt. Bei einer groen 

 Anzahl ber den Himmel verstreuter Sterne, 

 etwa der einer bestimmten Grenklasse, 

 werden die den Sternen selbst angehrenden 

 Bewegungen nach allen Richtungen hin 

 zielen und sich bei der Summierung auf- 

 heben, so da sich der von der Sonnen- 

 bewegung abhngige Teil, die parallaktische 

 Verschiebung, daraus ableiten lt. Da 

 man aber die Bewegung der Sonne im Raum 

 kennt, so kann man aus der parallaktischen 

 Verschiebung die durchschnittliche Ent- 

 fernung der in Betracht gezogenen Sterne 

 berechnen. Voraussetzung fr die Zulssigkeit 

 dieser Methode ist, da die einzelnen Sterne 

 einer Grenklasse nicht allzusehr von ihrem 

 Mittelwert abweichen; denn nur in diesem 

 Fall hat die Bildung eines Mittelwertes 

 einen Sinn. Kapteyn fand folgende Durch- 

 schnittsparallaxen fr die Sterne der ver- 

 schiedenen Grenklassen: 



3b) Aberration. Da der Lichtstrahl, 

 welcher uns allein von der Sternenwelt 

 Kunde gibt, nicht geringe Zeit braucht, 

 um von dort zu uns zu gelangen, so gehren 

 die Ereignisse, welche wir an den Sternen 

 beobachten, wie pltzliches Aufleuchten u. dgl., 



in Wirklichkeit schon lngst vergangenen 

 Zeiten, vielleicht einem frheren Jahrtausend 

 an. Auch knnen wir von einem Stern, 

 nach dem wir blicken, nicht behaupten, 

 da er dort stehe, sondern nur, da er sich zu 

 der Zeit, als der uns jetzt treffende Lichtstrahl 

 von ihm ausging, dort befunden habe. 

 Aber auch diese durch die Beobachtung 

 gegebene Richtung nach jenem damaligen 

 Ort bedarf noch einer Verbesserung, weil die 

 Geschwindigkeit des Lichtes zwar 10 000 mal 

 so gro ist wie die Geschwindigkeit der Erde 

 in ihrer Bahn, aber doch nicht unendlich 

 gro im Vergleich zu ihr. 



In Figur 5 sei ST ein von einem, Fixstern 

 ausgegangener, senkrecht auf die Richtung 



B A 



Fig. 5. Aberration. 



AB der Erdbewegung fallender Lichtstrahl. 

 Er treffe mit der Erde im Punkte B zu- 

 sammen. Eine Sekunde vorher mge er 

 noch in T, die Erde in A gewesen sein. 

 Man ward daher dem Fernrohr in A die 

 j Richtung AT geben mssen, damit bei 

 Bewegung der Erde von A nach B der von T 

 nach B gehende Lichtstrahl immer in der 

 Achse des parallel sich verschiebenden Fern- 

 rohres bleibe. Das Fernrohr hat daher in B 

 die Richtung BT', wenn der von S kommende 



