Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem (resamtgelriete der Naturwissenschaften. 



XIX. Jahrg. 



3. März 1904. 



Nr. 9. 



Kritische Bemerkungen über 



neuere Methoden der Entfernungsbestimmung 



der Fixsterne. 



Von Privatdozent Dr. C. W. Wirtz in Straßburg i. E. 



[Nach einem gelegentlich der Habilitation am 7. Dezember 1903 

 gehaltenen Vortrage.] 



Die ausdrückliche Frage nach der Entfernung der 

 Fixsterne gehört erst der neueren Entwickelung der 

 Astronomie an, die wir in ihren Grundzügen der Tat 

 des Copernicus verdanken. Seiner Theorie trat 

 sofort der schwerwiegende Einwand entgegen: wenn 

 die heliozentrische Bewegung zutrifft, dann dürfen 

 die Fixsterne nicht mehr im Laufe des Jahres an 

 ihrem Orte beharren, sondern müssen kleine Ellipsen, 

 projektive Abbilder der Erdbahn, beschreiben, deren 

 Achsenverhältnis mit der astronomischen Breite des 

 betrachteten Sternes schwankt, in der Ekliptik z. B. 

 in eine gerade Linie übergeht, am Pol der Ekliptik 

 naht zu in einen Kreis. Die halbe große Achse dieser 

 Ellipse nennen wir jährliche Parallaxe und es leuchtet 

 ohne weiteres ein, daß sie nichts anderes darstellt 

 als den Winkel, unter welchem vom Stern aus gesehen 

 der Radius der Eidbahn erscheint, ein Winkel, mit 

 dem auf die denkbar einfachste Weise die Entfernung 

 Sonne — Stern verknüpft ist. 



Der antike Vorläufer des Copernicus, Aristarch 

 von Samos (um 270 a. C), war sieb dieses Einwurfes 

 sehr wohl bewußt, und er wich ihm in Vorahnung 

 der wahren Verhältnisse dadurch aus, daß er lehrte, 

 die Abstände der Sterne seien so groß, daß die Di- 

 stanz Erde — Sonne ihnen gegenüber nur wie ein Punkt 

 erscheine; eine Parallaxe sei also nicht nachweisbar. 



Copernicus hatte nun geradezu zur Auffindung 

 einer Fixsternparallaxe herausgefordert, und da dies 

 dem besten Beobachter seiner Zeit, T y c h o, nicht gelang, 

 so gab das letzterem hinlänglichen Grund ab, ein 

 eigenes System aufzustellen, das die geozentrische 

 Weltordnung wieder herstellte. 



Bevor man ernstlich und mit Erfolg an die Frage 

 der Entfernung der Fixsterne herantreten konnte, 

 mußten zunächst noch zwei den Sternen eigentümliche 

 Bewegungen erforscht werden, die bis dahin die 

 Wirkungen der geringfügigen parallaktischen Ver- 

 schiebung verdeckten. Dies waren Aberration und 

 Nutation, deren Entdeckung Bradley im Jahre 1725 

 glückte. Das Ende des 18. Jahrhunderts brachte uns 

 nun in der Parallaxenbestimmung einen großen Schritt 



weiter hinsichtlich der Leichtigkeit des Nachweises, 

 zurück in dem Werte für unsere Erkenntnis. Hatte 

 man bisher nach einer absoluten Verschiebung des 

 Sternes gegen eine feste Ebene, z. B. die Ekliptik, ge- 

 sucht, durch die wir direkt die wahre Entfernung des 

 Objektes von uns hätten kennen gelernt, so strebte 

 man von jetzt an, mit dem Auftreten Herschels, nach 

 der Beobachtung der relativen Verschiebung der 

 Sterne gegen Nachbarsterne; diese relative Parallaxe 

 sagt uns also nur etwas aus über den Entfernungs- 

 nnterschied der beiden verbundenen Himmelskörper. 

 Solch relative Methoden nun werden heutigen- 

 tags allein angewandt, wenn es gilt, die Entfernung 

 vereinzelter Sterne, für die aus irgend einem Grunde 

 der Verdacht großer Nähe zur Sonne besteht, zu be- 

 stimmen. Mit Sicherheit gelang zuerst im Jahre 1838 

 Bessel der Nachweis einer beträchtlichen Parallaxe 

 bei dem berühmten Stern 61 Cygni. Verweilen wir 

 ein kurzes bei der Methode, die Bessel schuf und 

 die seit jener Zeit immer wieder sich bewährte. Er 

 beschränkte sich im Prinzip nicht auf einen Vergleich- 

 stern, sondern wählte deren zwei, die auf beiden 

 Seiten des zu untersuchenden Sternes und mit ihm in 

 einem größten Kreisbogen liegen. Messe ich nun die 

 beiderseitigen Distanzen, so leuchtet ein, daß sich die 

 erwartete Verschiebung des mittleren Sternes in dem 

 Verlauf der Differenz der beiden Distanzen geltend 

 machen muß, während die Summe fast genau kon- 

 stant bleibt und zur Kontrolle gewisser instrnmenteller 

 Eigentümlichkeiten dienen kann. Natürlich sollen 

 die Vergleichsterne gut gewählt sein, und zwar mit 

 dem Parallaxenstern beiläufig auf der gleichen astro- 

 nomischen Breite liegen. B esseis schöne Methode, 

 die dem Heliometer, dessen er sich bediente, auf den 

 Leib geschrieben war, fand bald Eingang in die 

 Wissenschaft und wird bis auf den heutigen Tag sehr 

 häufig an Heliometern älterer und neuerer Konstruk- 

 tion zur Bestimmung relativer Parallaxen verwandt. 

 Sie war indes , da sie den kompliziertesten und 

 kostspieligsten Apparat der praktischen Astronomie, 

 das Heliometer, voraussetzte, recht mühsam, und an 

 eine rasche Durchmusterung des Himmels auf große 

 Parallaxen durfte man nicht denken, ganz abgesehen 

 von anderen Gründen. Da führte mit gutem Erfolge 

 Kapteyn 1 ) im Jahre 1885 eine Modifikation der 

 Heliometerdistauzenmethode ein. Hatte Bessel die 

 Abstände mit dem Doppelbildmikrometer direkt ein- 

 gestellt, so suchte Kapteyn sie durch Rektaszensions- 



