Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem G-esamtgebiete der Naturwissenschaften. 



XXVI. Jahrg. 



23. März 1911. 



Nr. 12. 



S. S. Hough: Ziele der Präzisions-Astronomie 

 (astronomy of precisiou). (Nature 1911, vol. 85, 

 p. 323 — 327.) 



In einem vor der Royal Society of South Africa 

 im April v. J. gehaltenen Vortrage, den die Nature 

 den „Transactions" dieser Gesellschaft entnommen 

 hat, geht Herr Hough von der Tatsache aus, daß die 

 Astronomie in der Wertschätzung des Publikums 

 stets den höchsten Rang unter den Naturwissen- 

 schaften eingenommen hat, und zwar aus dem Grunde, 

 weil sie par excellence die Wissenschaft der Vorher- 

 sagen ist. Ihre Achtung steigt mit der Genauigkeit 

 des Eintreffens der Ereignisse, und diese ist bedingt 

 durch die Präzision der Messungen. Die ununter- 

 brochenen, mit stetig wachsender Exaktheit aus- 

 geführten Beobachtungen der Astronomen führten zur 

 Erkennung von Gesetzmäßigkeiten, die, wie die 

 Kepler sehen Gesetze und das Newtonsche Gravi- 

 tationsgesetz, einerseits die Sicherheit der Vorhersagen 

 erhöhten, andererseits die Prüfung ihrer Gültigkeit 

 im ganzen Universum erheischten. An den Änderungen, 

 die im Sonnensystem zur Beobachtung gelangten, wie 

 an den leicht wahrnehmbaren Änderungen der Hellig- 

 keiten bei den Veränderlichen und an den Änderungen 

 der Position bei den Doppel- und mehrfachen Sternen 

 hat das Gravitationsgesetz seine Probe bestanden. Die 

 Aufgabe blieb, die noch kleineren Änderungen im 

 Universum aufzusuchen und zu messen. Herr Hough 

 behandelt diese Frage im weiteren Verlaufe seines 

 Vortrages wie folgt: 



„Die Erde beschreibt in ihrer Bahn um die Sonne 

 annähernd einen Kreis von 186000000 (engl.) Meilen 

 Durchmesser, und ihre sukzessiven Orter im Räume 

 in sechsmonatlichen Intervallen sind voneinander um 

 diese Größe entfernt. Die Erfahrung hat jedoch ge- 

 zeigt, daß wiederkehrende Änderungen in den rela- 

 tiven Positionen der Sterne, wie sie in Intervallen von 

 sechs Monaten gesehen werden — d. h. von zwei ver- 

 schiedenen Punkten des Universums aus, die durch 

 diesen weiten Abstand voneinander getrennt sind — , 

 nur bei einer beschränkten Zahl von Sternen entdeckt 

 werden können, und auch nur durch Anwendung von 

 empfindlichen Messungsmethoden, die speziell zur Er- 

 mittelung dieser Änderungen bestimmt sind. 



Der Kap-Sternwarte und ihrem früheren Leiter 

 Henderson (1832 — 34) gebührt das Verdienst, zu- 

 erst den zuverlässigen Nachweis erbracht zu haben von 

 dem Vorhandensein eines Fixsterns, für den diese Ände- 

 rungen unverkennbar nachgewiesen werden können, 



und der somit nicht zu weit entfernt vom Sonnen- 

 system ist, um seine Entfernung im Vergleich zum 

 Durchmesser der Erdbahn wenigstens roh bestimmen 

 zu lassen. Hendersons Entdeckung ist seitdem 

 durch spätere Beobachter voll bestätigt worden, und 

 andere Sterne, die erreichbare Resultate zu ergeben 

 schienen, sind weiter untersucht worden. Als Illustra- 

 tion für die Winzigkeit der gesuchten Größen und 

 die außerordentliche Mühe, durch die sie nur erreicht 

 werden können, diene, daß, obschon das Problem der 

 Sternentfernungen stets im Vordergrunde des astro- 

 nomischen Interesses gestanden und die Aufmerksam- 

 keit mehrerer geschickter Beobachter auf sich gezogen, 

 die Zahl der Sterne, für die gut bestimmte Parallaxen 

 veröffentlicht sind, bis zum heutigen Tage 400 nicht 

 übersteigt. Diese Zahl ist ganz unbedeutend selbst 

 im Vergleich mit der Zahl der dem nackten Auge ohne 

 Teleskop sichtbaren Sterne. Ferner sind die unter- 

 suchten Sterne gewöhnlich ausgesucht worden auf 

 Grund einiger Wahrscheinlichkeit a priori, daß sie 

 eine meßbare Parallaxe besitzen, entweder wegen ihrer 

 scheinbaren Helligkeit oder wegen ihrer großen schein- 

 baren Bewegung, und aus diesem Grunde können sie 

 kaum als typisch für die Sterne im allgemeinen be- 

 trachtet werden. 



Will man daher die Tiefen des sichtbaren Uni- 

 versums ausmessen, so ist es erforderlich, daß unsere 

 Basislinie in irgend einer Weise erweitert werde. Der 

 Abstand von 18b 000 000 Meilen, den wir im Laufe 

 eines halben Jahres infolge der Bahnbewegung unseres 

 Planeten um die Sonne durchwandern, ist so klein im 

 Vergleich mit interstellaren Entfernungen, daß sie 

 Änderungen in den scheinbaren Positionen der Sterne 

 ergibt, die außer in den ausgesjirochensten Fällen von 

 so unbedeutender Größe sind, daß sie auch mit den 

 verfeinertsten Meßmethoden, die wir besitzen, nicht 

 entdeckt werden können. 



Wie kann nun eine solche Verlängerung unserer 

 Basislinie erreicht werden ? Ich habe bereits hervor- 

 gehoben , daß die sogenannten „Fixsterne" nicht 

 wirklich feststehend sind, daß man vielmehr bei 

 näherer Untersuchung findet, daß jeder Stern eine 

 scheinbare ihm eigentümliche, oder mit anderen Nachbar- 

 sternen, die mit ihm ein unabhängiges System bilden, 

 gemeinsame Bewegung besitzt. Ich spreche vornehm- 

 lich von der sichtbaren Bewegung transversal zur 

 Gesichtslinie. 



Wenn nun unsere Sonne, wie wir mit Recht an- 

 nehmen können, selbst ein Glied des Sternuniversums 



