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sprechen. Diese Entfernung gibt eine jährliche Parallaxe des Arctu- 



rus von 



0" 125 BogenseUunden 



die allerdings bis jetzt unter der Grenze der Erkenntniss durch Be- 

 obachtung liegen würde. 



Dieses Resultat will ich keineswegs verbürgen; denn es sind die 

 Grenzen seiner Zuverlässigkeit unbekannt. Vielleicht wird man zu 

 grösserer Sicherheit gelangen, wenn man statt dieses indirekten We- 

 ges der Helligkeitsvergleichung von Sonne und Sternen durch den 

 Mond, die Sterne mit einem Reflexbilde der Sonne auf einer 

 kleinen Kugel vergleicht. Bezeichnet ^ den Winkel, unter welchem 

 die Sonne erscheint, xp aber den Winkel, unter welchem ihr Reflexbild 

 «uf der Kugel vom Halbmesser r in dem Abstände a erscheint, so 

 ist, wenn der Beobachter zwischen Sonne und Kugel steht, nahe zu: 



ip r 



g> 2a — r 



Die Helligkeit der Sonne verhält sich also zur Helligkeit ihres Reflei- 

 bildes: 



== 1 : m 



V 2a — r/ 



wo der Factor m durch den Lichtverlust bestimmt wird, der beim 

 Reflex auf der Oberfläche der politten Kugel statt findet. Diesen aus- 

 zumitleln schlage ich vor, das Reflexbild einer Stahlkugel mit dem 

 Reflex dieses Pieflexes auf einer zweiten Kugel durch das Photometer 

 zu vergleichen. Der Unterschied zwischen Beobachtung und Rechnung 

 wird der durch Reflex erzeugte Lichtverlust seyn. 



Indessen ist ein Uebelsland dieser Methode, der Vergleichung von 

 Sonne und Sternen, — dass die Kugeln entweder sehr weit entfernt, 

 wodurch sie den Luftzilterungen unterworfen, oder ausnehmend klein 

 seyn müssen. Bei 200 Fuss Abstand der Kugel dürfte ihr Durchmes- 



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