Sitzungsberichte. 27 



auch die näher gelegenen Bäume und Häuser rücken rasch, die weiter 

 entlegenen Gegenstände aber langsam auf dem fernen Hintergrunde 

 nach rückwärts. Aus der grösseren oder kleineren Geschwindigkeit 

 dieses Zurückweichens erkennen wir, ob ein Gegenstand näher oder 

 ferner ist. 



Was wir so auf der Erde beständig wahrnehmen, das beobachten 

 wir auch am Himmel. Hier vertritt die Erde in ihrem jährlichen Lauf 

 um die Sonne den Eisenbahnzug; ihre mittlere Geschwindigkeit beträgt 

 etwa 30 km in der Sekunde, eine recht ansehnliche Geschwindigkeit. 

 Den Hintergrund bildet die scheinbare Hohlkugel, auf welcher uns die 

 Fixsterne erscheinen. 



Im Alterthum und Mittelalter dachte man sich die Erde unbeweg- 

 lich im Mittelpunkt des Weltalls; man hatte daher kein Mittel, die 

 Entfernung der Fixsterne zu messen. Erst die Copernikanische Lehre 

 musste das Verlangen nahe legen, sich an jene Aufgabe heranzumachen. 

 Wenn die Erde wirklich um die Sonne läuft, so muss ein Fixstern, 

 der uns einigermaassen nahe steht, während eines Umlaufs der Erde, 

 also im Laufe eines Jahres, auf dem von den entfernteren Fixsternen 

 gebildeten Hintergrund eine scheinbare Bahn beschreiben, die ein 

 Spiegelbild der Erdbahn ist. Je weiter S von uns entfernt ist, desto 

 kleiner wird die scheinbare Bahn des Sterns sein. Ob sie gross genug 

 ist, um mit den jeweilig gegebenen Beobachtungsmitteln gemessen zu 

 werden, das war die Frage. Die ersten Versuche misslangen, weil 

 die Beobachtungskunst noch nicht hinlänglich entwickelt war. Man 

 konnte es den Gegnern des Copernicus nun nicht allzusehr verdenken, 

 dass sie aus diesem Misslingen, wenn es auch nur ein negativer Beweis 

 war, doch ein Hauptargument ihres Widerstrebens entnahmen. Denn 

 man konnte sich nur schwer an den Gedanken gewöhnen, dass die 

 Sterne so ungeheuer weit entfernt sein sollten, dass man mit den In- 

 strumenten jener Zeit keine Spur ihrer Parallaxe nachweisen könnte. 

 Die neue Lehre brach sich dann aus anderen Gründen immer mehr 

 Bahn und daher wurden die Versuche, eine Parallaxe zu bestimmen, 

 immer wieder aufgenommen, besonders nach Erfindung des Fernrohrs. 

 Erfolg hatte man aber erst im dritten Decennium des jetzigen Jahr- 

 hunderts, und zwar nach einer etwas anderen ßeobachtungsmethode 

 als man bisher angewendet hatte. 



Die früheren Bemühungen galten nämlich der Bestimmung der 

 absoluten Parallaxen, indem man die Lage der Bahnen im Verhältnis 

 zum Zenith oder Pol, also zu idealen Punkten am Himmel, maass. 

 Viel sicherer aber sind relative Messungen zwischen wirklichen Sternen. 

 Schon Galilei und Huyghens sprachen die Vermuthung aus, dass 

 relative Parallaxen zu erkennen sein möchten, wo ein heller und ein 



