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den letzten schwierigen Untersuchungen über 
systematische Fehler der Spektroskopie ist der In- 
halt des zweiten Kapitels. 
Die ersten Jahre, nachdem die Methode prak- 
tisch genügend fundiert war, wurden dazu ver- 
wandt, bekannte Geschwindigkeiten von Him- 
melskörpern nach dieser neuen Methode zu bestäti- 
gen, um zugleich auch auf diese Weise syste- 
matische Unterschiede der verschiedenen Beobach- 
tungen aufzudecken. Die Feststellung der Sonnen- 
rotation durch direkte Vergleichung zweier Son- 
nenspektren, die dem Ost- und Westrand derselben 
entnommen waren, die Untersuchung der Ro- 
tationsgeschwindigkeit verschiedener Planeten und 
als eines der schönsten Resultate, der von Keeler 
erbrachte direkte Nachweis, daß der Saturnsring 
aus diskreten Teilchen besteht, wie Maxwell theo- 
retisch gefolgert hatte, seien hier nur erwähnt. 
Nach diesen ausführlichen Vorbereitungen 
schreitet Campbell im 4. Kapitel zu dem Haupt- 
problem der Stellarastronomie, nämlich dem Pro- 
blem der Bewegung des Sonnensystems relativ zum 
Fixsternsystem und der Bewegung des letzteren 
selbst. Obwohl sein Buch speziell die Verwendung 
spektroskopischer Methoden behandeln soll, greift 
er doch hier weit zurück, um den wesentlichen 
Fortschritt, den in diesem Problem die Spektro- 
skopie gezeitigt hat, um so deutlicher zu zeigen. 
Schon Herschel hatte den Standpunkt vertre- 
ten, daß ein Teil der scheinbaren Bewegungen der 
Sterne am Himmel parallaktischer Natur sei, 
d. h. durch eine Relativbewegung des Sonnen- 
systems gegenüber dem gesamten Fixsternsystem 
hervorgerufen würde, und es gelang ihm auch ziem- 
lich sicher nachzuweisen, daß die scheinbaren Be- 
wegungen der Sterne eine bevorzugte Richtung 
aufweisen, als wenn sich das Sonnensystem in 
Richtung des Sternbildes Herkules bewegte. Her- 
schels erste Bestimmung des sog. Apexpunktes 
in der Nähe des Herkules im Jahre 1783 unter 
Benutzung von nur 13 Sternen lieferte als Koor- 
dinaten dieses Punktes « = 262°, d=+26° Es 
ist außerordentlich überraschend, daß sich dieses 
auf so geringes Material basierte Resultat so gut 
neueren Bestimmungen des Apexpunktes einreiht; 
Campbell erhältz.B. «=2720%0', d=+27°26'. Nach 
Herschel wurden von verschiedenen Seiten wei- 
tere Bestimmungen dieser wichtigen Größe vorge- 
nommen, so auch von Bessel nach einer anderen 
Methode, die jedoch ein negatives Resultat zeitigte. 
Bei dem außerordentlichen Gewichte der Stimme 
Bessels kann es nicht wundernehmen, daß sein 
Resultat den Glauben an Herschels Erfolge für 
lange Zeit erschütterte. Daß damals in der Tat 
noch so abweichende Ergebnisse möglich waren, 
lag einerseits in dem Umstande begründet, daß 
Bessel in der von ihm verwandten Methode keine 
glückliche Wahl getroffen hatte, hauptsächlich aber 
darin, daß das den damals lebenden Astronomen 
vorliegende Material an Eigenbewegungen von 
Fixsternen ganz außerordentlich dürftig war. Alle 
Eigenbewegungen waren nur durch Vergleich äl- 
Freundlich: Die Bedeutung der Spektroskopie für die Stellarastronomie. 

[ „Die, Natur. 
wissenschaften 
terer Beobachtungen mit neueren gewonnen und 
wirklich gute ältere Beobachtungen lagen nur spär- 
lich vor. Bei der außerordentlich großen Entfer- 
nung sogar der nächsten Sterne von uns proji- 
-zieren sich ihre Bewegungen, wenn sie auch manch- 
mal mehrere hundert Kilometer pro Sekunde be- 
tragen können, während einiger Jahrzehnte doch 
nur als kleine Winkeländerungen auf die Himmels- 
sphäre. Es waren also eigentlich nur solche Eigen- 
bewegungen bekannt geworden, die zufällig groß 
waren. Eine solche Apexbestimmung liefert nun 
aber keineswegs die Bewegung der Sonne durch den 
Raum aller Fixsterne, sie liefert vielmehr nur die 
Bewegung der Sonne relativ zu dem der betreffen- 
den Apexbestimmung zugrunde liegenden System 
von Fixsternen, indem man zugleich voraussetzt, 
daß die individuellen Bewegungen dieser Sterne 
nach dem Zufall orientiert sind und nur durch un- 
sere Bewegung relativ zum ganzen System ihre 
scheinbaren Bewegungen eine Gesetzmäßigkeit 
erhalten. Eine wirklich zuverlässige Apex- 
bestimmung setzt also voraus, daß der 
Astronom die Verhältnisse am Himmel 
wenigstens schon so genau kennt, daß er 
in der Lage ist, ein solches System von Sternen 
herauszusuchen, welches als Repräsentantensystem, 
gewissermaßen als Gerippe, für die ganze Sternen- 
welt gelten kann. Wie man daraus ersieht, hätte 
das Herausgreifen solcher Sterne mit großen 
Eigenbewegungen, und zwar nur ganz weniger, zu 
einer groben Verfälschung des Resultates führen 
können, wenn zufällig diese Sterne ein System 
für sich gebildet hätten, dessen Mitglieder sich 
parallel zueinander durch den Raum bewegen. In 
alle diese Verhältnisse hat erst die Spektroskopie 
in wenigen Jahren Klarheit zu bringen vermocht. 
Da das Dopplerprinzip unmittelbar die Geschwin- 
digkeit des Sternes auf die Sonne hin abzuleiten 
gestattet, und nicht erst auf ältere Daten zurück- 
gegriffen werden braucht, wie bei den aus Po- — 
sitionsbestimmungen der Sterne gefolgerten Eigen- 
bewegungen, kann man mit Hilfe des Spektro- 
graphen sofort brauchbares Material gewinnen. 
Auch sind nähere oder schneller bewegte Sterne 
nicht ausgezeichnet, soweit sie nicht vielleicht heller 
sind und darum uns genügend Licht zusenden, um 
ihre Spektren zu entwerfen und zu vermessen. — 
Jedenfalls hat die spektroskopische Methode durch 
die außerordentlich zielbewußte und weitschauende 
Verwendung derselben insbesondere durch Camp- 
bell, den Verfasser unseres Buches, nicht allein 
in einigen Jahren so viel Material geliefert, daß 
neuere Apexbestimmungen auf zahlenmäßig breiter 
Basis angelegt werden konnten, sondern sie hat 
auch erst durch den tieferen Einblick in die Struk- 
tur des Fixsternsystems, den sie uns beschert hat, 
dafür Anhalte gegeben, daß das zu den Unter- 
suchungen auserwählte System von Fixsternen 
wirklich als Repräsentantensystem der Fixsternwelt 
gelten kann. Durch die Verknüpfung bekannter 
Eigenbewegungen mit den spektroskopisch gemes- 
‚senen Geschwindigkeiten im Visionsradius unter 

