ten 65, der dritten 190, der vierten 425, der fünften 1100, der sechsten 
3200, der siebenten 13,000, der achten 40,000, und der neunten Grösse 
dem 
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strumente, in dem 40füssigen Rd hielt Sir W. Herschel in der 
Milchstrasse An Ka en sichtbar, nimmt man an, dass jede 
142,000; mi mithin sind Re 5800 SieenE, üge am 
Helligkeits-Verhältni: 
ganzen 
der selbstleuchtenden a ae den Weltraum erfüllen, sind seit 
mehr als zweitausend Jahren schon ‚egenstand wissenschaftlicher Be- 
obachtung gewesen, und die es kiledeisten Methoden wurden in Anwen- 
dung gebracht, dieselben zu ermitteln. Mittelst einer photometrischen Ver- 
gleichung des Mondes mit dem Doppelsterne « Centauri des südlichen Him- 
mels, fand Sir John Herschel den Vollmond 27,000 mal heller als « Cen- 
tauri. — Nun ist, nach Wollaston, die Sonne 801,072 mal lichtstärker als 
der Vollmond, woraus ich dass das Licht, welches uns von der Sonne zuge- 
sendet wird, ‚ das wir von « Centauri empfangen, ungefähr 
verhält wie 22,000 Aillonen zu 1; es ist demnach sehr wahrscheinlich, 
wenn man nach seiner Parallaxe *) die Entfernung des Sternes in An- 
schlag bringt, dass dessen innere (absolute) Leuchtkraft die unserer Sonne 
um 35/0 mal übersteigt. Die Helligkeit des Su hat Wollaston 20,000 
en Male schwächer gefunden als die der Sonne; nach dem aber, 
was man jetzt von der Parallaxe des in zu at glaubt (0,950), 
ibertri seine Anke Lichtstärke die der Sonne 63 mal. Die Sonne ge- 
‚hört un irch die Intensität ihrer Lichtprozesse zu den s 
Fixsternen. — 7 'mboldt bediente sich des Spiegelsextanten zur Bestim- 
mung der Lichtstärke der Sterne, bildete sich eine willkührliche Skale, in 
der er Sirius als den glänzendsten aller Fixsterne — 100 setzte, und be- 
dem Photometer von Steinheil hat Seidel 1846 die Lichtquantitäten meh- 
rerer Sterne erster Grösse, welche in unseren nördlichen Breiten in hin- 
reichender Höhe erscheinen, zu bestimmen gesucht. Er setzte Wega — 1, 
und findet dann: Sirius 5,13; Rigel, dessen Glanz im ann. en soll, 
1.0; Arkturus 0,51; Capella 0,83; Procyon Oy71; Spica 0,4 a0; Al- 
debaran 0,55; Deneb 0,5 Eee 0,54, und Pollux 0,0; een ai: 
weil er veränderlich ist, wie sich besonders zwischen 1836 und 
gezeigt hat. 
Die reichsten Sternverzeichnisse und Sternatlanten enthalten bis Jetzt 
er nur einen 
in 27 Blättern eingetragen, und Bessel's Zonenbeobachtungen 73,000. Setzt 
man voraus, dass im Mittel alle Sterne eine Sternweite (5 Billionen En 
len, das 250,000fache der Entfernung der Erde von der Sonne) von ei 
ander entfernt und alle nahe von gleicher Grösse wären, so müsste a 
Sterne der zweiten, dritten, vierten Grösse 2, 3, 4 Sternweiten von uns 
abstehen. Auf demselben Raume des Himmels, auf welchem man im Durch- 
schnitte nur einen Stern der ersten Grösse sieht, wird man von den 2 mal 
weiter entfernten 2 X 2 x 2—= 8, von den Sternen dritter Grösse 27, 
von denen der vierten 64 sehen. 
1 also beinahe 70,000 ist. Herschel hat aber 
statt eines Sterns an jeder Stelle des Himmels mehrere, oft hunderte, ja 
sogar tausende im Gesichtsfeld, wesswegen die entlegensten nem 
gegen 410 Sternweiten entfernt "sein müssten, und der ganze Himmel m, 
als 273, ‚000,000 Sterne enthalten würde, Struve nimmt für das ee 
jaliger „ für die Zonen, welche 
zu beiden Seiten des Aequators 30° nördlich und südlich liegen, 5,800,000, 
für den ganzen Himmel 20,374, ‚000 an. In einem noch mächtigeren In- 
*) Parallaxe, der Grsusen der beiden Winkel, unter welchen man einen 
rar eeefaegieisen Endpunkten einer geraden Linie sicht, oder auch Eoalee 
Winkel, unter welchem ein ee in jenem Punkte diese gerade Linie sehen wü 
arten, so assfen am ganzen Firmament 
534, an 0, ‚000 Ein ende eine sicher noch viel zu kleine Zahk 
[er prachtvollen Lichtzone, welche als ein grösster Kreis, von 
la Breite, den Himmel umgibt, und von uns als Müchstrasse be- 
zeichnet wird, vermutheten schon manche der alten Astronomen Massen 
zahlloser, dicht gedrängter Sonnen, aber erst unserm Herschel gelang es, 
sie durch seine starken Teleskope, an den meisten Stellen in Sterne auf- 
zulösen. Aller Wahrscheinlichkeit nach hat dieses ungeheure Sternensy- 
stem die Gestalt einer Linse, und erscheint uns nur, wenn wir nach den 
Breitedurchmessern hinsehen, wo die Sonnen in dichtern Reihen hinter ein- 
ander stehen, als Sterngürtel, während wir nach dem viel kleineren Durch- 
er-Dicke, die Sterne einzeln und zerstreut zu beiden Seiten der 
ee stehen sehen. Die Pole dieser Linse in letzterer Richtung 
ind in den en Gegenden a ana der Berenice und 
Uns: int sich nicht weit vom Mit- 
telpunkt dieser neeneuen Linse zu Densten® weil wir die Milchstrasse 
fast als grössten Kreis am Himmel ee SE wahrscheinlich sind die 
Sterne erster Grösse doch jene, welche noch am nächsten stehen. 
‘Wären wir um einen Durchmesser B nes von ihr entfernt, so 
müsste sie uns als eine Scheibe von 60° im Durchmess: 
der Entfernung von 100 ihrer Durchmesser nur noch 36° gros: 
ng würden wir die Milchstrasse auch durch die besten 
Fernröhre als unauflösbaren Nebel erblicken. Der Milchstrasse der 
Sterne Sieht) eh rechtwinklig eine Milchstrasse von Nebelflecken 
entgegen, die unserer me ht nicht angehört, dieselbe, ohne physi- 
schen Zusammenhang mit ihr, in grosser Entfernung umgibt, und sich 
fast in der Gestalt eines grössten Kreises, durch die dichten Nebel der 
Jungfrau, durch das Haupthaar der Berenice, den grossen Bären, den Gür- 
tel der Andromeda und den nördlichen Fisch zieht. In der Cassiopea scheint 
sie die Milchstrasse der Sterne zu durchschneiden, und ihre sternarmen, 
durch haufenbildende Kraft verödeten Pole da zu verbinden, wo die St 
schicht räumlich die mindere Dicke hat. 
mels hat man Nebel beobachtet, 
ern- 
Fast in allen Gegenden des Him- 
von denen Herschel u. a. einige noch in 
Sterne aufzulösen vermochte, während andere den stärksten Teleskopen 
widerstanden. Herschel ist geneigt, sie für Sonnensysteme, unserer Milch- 
strasse ähnlich, zu halten, und setzt die Entfernung der unauflösbaren auf 
„mindestens 10,000 Sternweiten, woselbst unsere eigene Milchstrasse nur 
Herschel reflektirt über diese 
Es gibt Gegenstände, welche sich in den 
ren nur SO zeigen, wie andere auflösliche Sternhaufen in 
schwächern Fernröhren, und dieses sind nun höchst wahrscheinlich wirk- 
liche Sternhaufen, die zu entfernt sind , 
immel, .die in jeder Hinsicht wie ein verkleiner- 
tes Bild eines leicht auflöslichen Nebels, und wieder andere, die wie ein 
verkleinertes Bild jenes verkleinerten Bildes aussehen. Sternhaufen,, a 
im 10füssigen Teleskop, welches 28mal tiefer in den Rau im eindringt,, 
das blosse Auge, genau so aussehen, wie andere mit dem blossen as 
wird man mit Recht für 28mal so weit entfernt halten, als die letztern. Auch 
kann man annehmen, dass ein noch dem blossen Auge sichtbarer Stern- 
haufen im 10füssigen Teleskop auch bei 28 mal grösserer Entfernung sicht- 
bar sein würde. Da nun Sternhaufen in 144 Siriusfernen sich noch dem 
blossen Auge zeig‘ gen, so mögen nLEneEren di 
, ja 35,000 Siriusweiten), müssen solche 
Sternhaufen unter einem Ausser kleinen Winkel , 
‚grössere Sterne erscheineı bewaffnete Auge daher in Entfer- 
nungen von 100,000 len Meilen und darüber ER rn ent- 
decken, deren Licht viele Jahrtausende nöthig hat, um zu uns zu gelan- 
gen. Wir sehen daher deren Zustände, wie sie vor vielen Jahrtausenden 
waren, während manche von ihnen jetzt vielleicht ganz verändert, zu 
Grunde gegangen sind, oder andere Stellen im Raume einnehmen. Da alle 
Fixsterne im Fernrohr als untheilbare Punkte erscheinen, ihr N 
Durchmesser also unbekannt ist, da wir überdiess die Entfernung der Fi 
sterne von uns und deren Parallaxe nicht kannten, war es bisher incl 
unmöglich, die wahre Grösse der Fixsterne zu bestimmen. Hätte ein Fix- 
n, z. B. der Arcturus, eine Parallaxe von 2“ und einen scheinbaren 
Durchmesser von %/ı0“, so würde sein Halbmesser 11mal grösser als der der 
Sonne sein. Herschel hielt den scheinbaren Halbmesser von Wega in der 
eyer = %/". Nimmt man seine Entfernung gleich einer Sternweite an, 
so würde sein wahrer Halbmesser 6/00 Erdweiten, oder 34 mal grösser 
als der Halbmesser der Sonne sein. Wäre der Stern Wega nur so gross 
wie unsere Sonne, oder %/1 Erdweite, und a scheinbarer Halbmesser 
loch 3/5“, so müsste die Parallaxe desselben sein, was längst beob- 
achtet worden wäre. Bessel's rastlosen ernangen ist es im Jahre 1838 
gelungen, durch ein äusserst komplieirtes Verfahren, die erste Parallaxe 
eines Fixsternes, die des Doppelsterns 61 im Schwan (0”,3136) zu finden, 
und daraus dessen Entfernung von der Sonne gleich 657,700 Haltmelserr 
der Erdbahn zu berechnen. Das Licht, dessen Fortpflanzungsgeschwindig- 
keit nach Struve’s neuesten Untersuchungen 41,518 geogr. Meilen in einer 
nd beträgt, würde 9'/, Jahr brauchen, um diese Entfernung zurück- 
zulegen, und ein Dampfwagen, welcher täglich eine Strecke von 200 Mei- 
a RT würde 68,000 Millionen Tage oder fast 200 Millionen Jahre 
bedürfen, um den Raum von unsrer Sonne bis zum Stern 61 des Schwans 
zu durcheilen. Sr und Struve fanden die Parallaxe zweier anderen 
am (des « im Centaur und & der Leyer), deren rEeHN 3 und 
2 Jahre bed) um von diesen Weltkörpern bis zu uns zu gelangen. 
ae wir die Entfernung des Uranus von der Sonne zu 19 Erdenwellen; 
d. h. zu 19 Abständen der Sonne von der Erde an, so ist der ee 
per unsres Planetensystems vom Sterne « im Centauren 11,900, 
im Schwan fast 31,300, von @ im Sternbild der Leyer 41,600 en 
entfernt, — Entfernungen, deren Grösse zu versinnlichen, Nichts von dem 
uns auf der Erde Zugänglichen ech und die sich bildlich nur schwie- 
rig darstellen lassen, obwo] ähnliche Darstellungen hin und wieder 
auf verschiedenen Blättern unseres use versucht haben. Die begreiflichste 
Versinnlichung der eben gen Entfernung ist unstreitig die: dass, 
wenn man die Entfernung der Sonne zu einem Fuss annimmt, 
Uranus 19 Fuss und der Sen Wega der Leyer 34! geogr. Meilen von 
der Sonne entfernt sein würde, 
#laube, dass die Fixsterne unveränderlich ihre Stelle am Firma- 
mente behaupten, ist durch Jahrhunderte lang fortgesetzte Forschungen 
und Vergleichungen der neuern Astronomen in sich zerfallen. Nichts in 
der Natur steht still, Alles folgt dem ewigen, wenn auch noch nicht überall 
erkannten Gesetze der Bewegung. Ohne dass dadurch im Allgemeinen das 
Gleichgewicht der Sternsysteme gestört wird, befindet sich kein fester 
Punkt am Himmel d von den hellen Sternen, welche die ältesten der 
griechischen Astronomen als feststehende Körper feuriger Natur beobachtet 
haben, hat keiner seinen Platz im Weltraume unverändert behauptet. 
Kann auch unsere Sonne, in Beziehung auf alle wiederkehrenden zu ihr 
gehörigen, grossen und kleinen, dichten und fast nebelartigen Weltkörper 
als ruhend betrachtet werden, um den gemeinschaftlichen Schwerpunkt 
des ganzen Systemes kreisend, welcher bisweilen in sie selbst fällt, d. h. 
trotz der veränderlichen Stellung der Planeten bisweilen in ihrem körper- 
lichen Umfange beharrt; so ist doch von dieser Erscheinung die translato- 
rische ee der Bohne verschieden, die fortschreitende Bewegung des 
ganzen im Weltraume, die, nach Bessel, 
vielleicht 1 len Meilen täglich, auf das mindeste in relativer Geschwin- 
digkeit 834,000 Meilen, also mehr als die doppelte IUmIRLBE Fund aRA 
der Erde in ihrer Bahn um die‘Sonne beträgt. Durch die bewunderns- 
würdige Genauigkeit der jetzigen astronomischen Messinstrumente sind die 
