636 с. Doppler, Bestimmung der Durcumesser und Entfernungen 
Aufmerksamkeit geschenkt hätte; denn Alles, was mir in dieser Beziehung bekanntgeworden, 
beschränkt sich bloss auf den bekannten schönen Gedanken Sa vary's und auf die von 
Frauenhofer verschieden befundenen Farbenspectra der Fixsterne; die Zeit aber, so 
hoffe ich mit Zuversicht, ist wohl nicht mehr ferne, wo sich derartige Untersuchungen häufen 
und durch unsere hervorragendsten Geister zu einem wissenschaftHchen Ganzen, zu einer 
optischen Astronomie gestalten werden. Zum Aufbau dieses Gebäudes einiges viel- 
leicht nicht ganz werthloses .Materiále herbeizuschaffen, ist der Zweck der gegenwärtigen, 
der vorhergehenden und mchrer folgender Abhandlungen. Von diesem Gesichtspuncte aus 
betrachtet, dürften demnach genannte Versuche auf eine nachsichtige ßeurtheilung , wie 
mich deucht, einigen Anspruch haben. 
§. íá. 
Die in der unmittelbar vorhergehenden Abhandlung in Vorschlag gebrachte Methode, 
die scheinbaren Durchmesser der Fixsterne in Bogenmass zu bestimmen, stützt sich auf 
zwei Bedingungen, von deren Staltfinden ihre Ausführbarkeit und ihre Anwendung abhängt. 
Die erste derselben besteht in der Voraussetzung , dass die verschiedene Lichtintensität der 
Fixsterne nicht sowohl in einer objectiven Verschiedenheit ihrer Leuchtkraft als vielmehr 
zumeist und der Hauptsache nach in dem combinirten Umstände ihren Grund habe, dass sie 
an sich von ungleicher absoluter Grösse sind und von uns in höchst verschiedenen Ent- 
fernungen gesehen werden. Ich gesiehe wiederholt, dass mir diese Annahme eine höclist 
wahrscheinliche und zulässige zu sein dünkt. Die zweite Bedingung besteht in der, der 
neuern Lichtlehre entnommenen Voraussetzung, dass die Lichtfortpflanzung im freien imge- 
bundenen Äther des Weltraums durchaus keinerlei Schwächung erleide. Dass mir diese 
Voraussetzung nicht in völliger Strenge zu gelten scheint, habe ich selbst schon (§. 1 der 
vor. Abb.) eingestanden. So viel ist indess gewiss, dass eine solche Schwächung des 
Äthers als vorhanden vorausgesetzt, sämmtliche nach der von mir angegebenen Methode 
gefundenen scheinbaren Durchmesser der Fixsterne, d. i. sämmtliche ц, da sie lediglich aus 
den beziehungsweisen Intensitäten erschlossen wurden, als mehr oder weniger zu klein sich 
herausstellen müssten, und diess zwar nach Massgabe ihrer Entfernungen von uns. Bezeichnen 
wir die eigentlichen *) scheinbaren Durchmesser oder Gesichtswinkel durch i/'j und nehmen 
wir an, dass bei einem der näheren Fixsterne, dessen Entfernung von uns bereits bekannt 
ist, und die wir sofort auch als Einl.cit zur Bestimmung der Entfernungen der übrigen Fix- 
sterne zu Grunde legen, die Lichtabsorption \i sei, in dem Sinne nämlich, dass von einer 
der Einheit gleichen Menge von Lichtstrahlen \i auf dem Wege von jenem Sterne bis zu 
uns verloren gehen: so ist klar, dass diejenige Menge von Lichtsliahlen, die bei einer /.fachen 
*) Unter dem eigentlichen scbeinbarci» Dvirclimesser eines Sterns soll hier nicht der aus der Licbtinlensilät 
erschlossene, sondern der wahre gcomelrisclie Gesichiswinkel , unter dem wir ihn bei schärferem Gesichts- 
sinn sehen würden, yerstandcn werden. 
