Denkschriften der Kaiserlichen Akademie der

g/;
ww
w.
bio
log
iez
en
tru
m.
at
91
ary
.or
ÜBER
/w
ww
.bi
od
ive
rsi
t
ylib
r
DEN SCHEINBAREN DURCHMESSER DER FIXSTERNE.
STAMPFER,
VONS.
eL
ibr
ary
htt
p:/
WIRKLICHEM MITÜLIEDE DER KAISERLICHEN AKADEMIE DER WISSENSCHAFTEN.
XXII.
UND XXX. APRIL MDCCCLH.)
40
Th
Obschon uns zu dieser Messung
Durchmesser der Erdbahn, zu Gebote
Millionen Meilen, der
steht,
ist
doch der Winkel,
rig
i
eine Basis von
dieselbe auch nur näherungsweise zu bestimmen.
Do
wn
,
nicht gelingen wollte,
Nur
Secunde nicht wohl übersteigen könne, weil
y(
Ca
mp
ara
Fixstern hinaus versetzt, kleiner als eine Secunde
muss der scheinbare Durchmesser des Fixsternes noch vielmal
Co
so
eini-
kleiner sein
und auf diese
,
of
,
sonst
Bruchtheil einer Secunde etwas näher anzugeben.
Da demnach der Halbmesser der Erdbahn, an den
erscheint
sie
jedoch den Astronomen gelungen, diese Parallaxe bei
tiv
als
der Winkel, unter welchem der Halbmes-
eZ
gen Fixsternen
In der letzten Zeit ist es
war
oo
log
messbar sein müsste.
eine
i.
mb
mer der Erdbahn vom Sterne aus erscheint,
d.
soviel
rid
g
e,
vor wenigen Jahren sicher, dass die Fixstern-Parallaxe,
MA
); O
unter welchem diese Basis von den Fixsternen aus gesehen wird, fast unmessbar klein.
bis
äusserst
dass es bisher trotz vielfacher Anstrengung
so ausserordentlich gross,
ist
noch
und Entfernung' der Fixsterne sind bekanntlich
Grösse
die
rom
über
besonders die letztere
na
l
-
loa
df
Unsere Kenntnisse
gering
eB
iod
ive
rsi
ty
He
rita
g
(GELESEN IN DER SITZUNG DER MVTHEMATISCH-NATURW iSSENSCHAFTLICHEN CLASSE AM
man zu der
gekommen
Schlussfolge
dass der genannte Durchmesser höchstens wenige Hundertum
ist
,
Secunde betragen könne. An eine directe Messung
ist
rL
und von der Lichtstärke des Sternes abhängt.
ay
ist,
ibr
ary
of
halb unausführbar ist, weil die Fixsterne wirklich unter einem
optisch
tM
Erregung auf der Netzhaut unseres Auges
sich
Durchmesser erscheinen, der aber bloss
Der wesentliche Grund hievon
rsi
ty,
sondern nach Massgabe der Lichtintensität sich weiter ausbreitet.
kleiner als bei der
ive
einem Fernrohre bei Tage
Desshalb erscheinen die Fixsterne in
Nacht, oder können durch Verkleinerung der Öffnung
Un
viel
liegt darin, dass
nicht auf einen fast untheilbaren Punkt beschränkt,
Er
ns
die
daher nicht zu denken, die schon dess-
the
theile einer
Mu
se
Art
the
sonach nur der indirecte
Flamme
einer
by
Wollaston
ed
Fixsterne zu gelangen.
Wachskerze
itis
bleibt
Dig
Es
Ha
rva
rd
des Fernrohres beliebig klein gemacht werden.
,
Weg
übrig
,
zur Kenntniss des scheinbaren Durchmessers der
verglich das Bild der Sonne, von einer Glaskugel reflectirt, mit der
und diese Abends mit
Sirius.
Der Durchmesser der Glaskugel war
=
2
ihre Entfernung
2520
nimmt an,
Glaskugel reflectire nur die Hälfte des Lichtes,
20000
die
Zoll;
hiernach das Licht des Sirius
Millionen Mal schwächer als das der Sonne.
Sonnen, und ihre Leuchtkraft
ist
i^ (lis)
und
von dem der Sonne.
setzt
'/io Zoll,
Wollaston
somit das Licht des Sirius
Die Fixsterne sind unzweifelhaft selbst leuchtende
wahrscheinlich von der unserer Sonne nicht
viel
verschieden. Unter dieser
12°
92
Stampfer.
S.
Voraussetzung' müssen sich die Quadrate ihrer scheinbaren Durchmesser wie ihre Helligkeiten verhalten,
wornach aus Wollaston's Versuchen der scheinbare Durchmesser des
Sirius
=
0",0136
folgen würde.
den letzten Jahren verschiedene ähnliche Versuche gemacht, den scheinbaren Durchmes-
Ich habe in
ser der Fixsterne zu bestimmen. Ein kleines aber ausgezeichnetes Fernrohr von Fraunhofer diente hierzu:
13,5
ist
Zoll,
i
Öffnung l2 / 2 Linien.
Es zeigt
und
die Fixsterne erster
selbst jene zwei-
m.
at
seine Brennweite
log
bio
g/;
ww
w.
.or
ansehen kann, so
es schwierig,
nicht beide
Punkte gleichzei-
um
ich habe desshalb,
die gleiche Helligkeit zu schätzen;
hier eine
ylib
r
ist
wel-
wie zu gleicher Tageszeit ein
werden beide gleichen scheinbaren Durchmesser haben. Da man
Fixstern, so
tig-
gleichsam ein künstlicher Fixstern erzeugt,
einer bestimmten Entfernung eben so hell im Fernrohre erscheint,
in
ary
cher
reflectirtes Sonnenlicht ein Lichtpunkt,
iez
Wird durch
en
tru
ter Grösse bei jeder Tageszeit.
derselben jene Öffnung gesucht
htt
lassen
noch Bruchtheile der
sich
= d,
ive
rsi
ty
der wirkliche Durchmesser des künstlichen Sternes
Öffnung der vorgelegten Blendung
;
= S,
,
Objective des
bei welcher er zu verschwinden beginnt
zugehörige Öffnung der Blendung
die
vom
seine Entfernung
=
b,
so
=a
;
der
ist
rom
Th
scheinbare Durchmesser des Fixsternes
zwischen den Blendungen
iod
=D
Fernrohres
Intervalle
eB
sei
He
rita
g
schätzen.
Es
oder
,
Die Erfahrung hat gezeigt, dass auf diese Weise eine ziemliche Genauig-
es
;
ary
werden kann
erreicht
der Stern die Grenze der Sichtbarkeit erreicht
p:/
eben zu verschwinden beginnt.
keit
bei welcher
,
eL
ibr
telst
Öffnung des Fernrohres allmählich verkleinert werden konnte, und mit-
die
/w
ww
.bi
od
Blendungen vorgerichtet, womit
ive
rsi
t
grössere Sicherheit zu erlangen, folgendes Verfahren angewendet. Es wurde eine Reihe von kreisförmigen
Secunden d
=
206265 ^-~.
u
Do
wn
loa
df
in
Die ersten Versuche dieser Art machte ich im September
); O
MA
dem
Steinheil'schen
reflectirten Lichtbüschel
welche das Licht nur durch ein kleines Loch durchliess.
Die-
rid
g
e,
eine Blechtafel senkrecht entgegengestellt,
eines
mittelst
rig
i
na
l
1850;
Heliotropes wurde das Sonnenlicht auf einen entfernten Punkt reflectirt, und
wurde auf der Höhe des Wienerberges gegeben
y(
Ca
%
3
bis
6360
oo
log
Die Distanz beider Punkte war
ergab sich zu
Aus
/* Linien.
Klafter,
mp
ara
tiv
erster Grösse zu 0",016, welches Resultat ich nur
Wege genügende
und der Durchmesser des Loches vor dem Heliotrop
summarisch anführe, weil es sich sogleich zeigte, dass
Co
Resultate nicht zu erreichen sind.
of
auf diesem
und am Eichkogel bei Mödling beobach-
,
drei Versuchen folgte der scheinbare Durchmesser der Fixsterne
eZ
tet.
mb
ses Sternsignal
Bewegung, und
der Undulation der Luft
ist
der
erscheint nicht als Punkt, sondern als
se
um
künstliche Stern beständig in einer vibrirenden
Wegen
und es
of
brauchbare Vergleichungen zu erhalten, nothwendig, dass der künstliche Stern
erfüllbar
eine
Bedingung
,
welche bei dieser Art
ist.
Endlich
tritt ein
Lichtverlust ein,
sowohl bei der Reflexion
am
beim Durchgange durch die beträchtlich lange horizontale Luftschichte, welcher nicht gehörig
rsi
ty,
als
,
Er
ns
tM
von Versuchen kaum
möglichst gleichen Hintergrund habe
rL
dem Stern am Himmel
ay
mit
um
ist,
ibr
ary
Einfluss,
the
Mu
Fläche von beträchtlicher jedoch sehr veränderlicher Grösse. Der Hintergrund hat einen sehr wesentlichen
,
weil die Elemente hierzu nicht hinreichend
genau bekannt
sind.
Rech-
Dieses gilt
Un
ive
nung gebracht werden kann
Spiegel
in
Ha
ist.
the
änderlich
rva
rd
besonders von dem letzteren Lichtverluste, welcher auch, je nach dem Zustande der Luft bedeutend ver-
Um
die Distanz
wählte ich
als
künstlichen Stern das von kleinen Kugeln reflectirte
ed
by
zu verkleinern,
am
geeignetsten, indes-
Dig
itis
Sonnenbild, und fand hierzu Tropfen oder Kügelchen von Quecksilber bei weitem
sen versuchte ich auch kleine Convexlinsen, polirte Stahlkugeln, Thermometerkugeln u. dgl.
silberkügelchen von
%
bis
s
höchstens /i Linie Durchmesser wurden auf
dem
freien Platze vor
Die Queck-
dem Gebäude
des k. k. polytechnischen Institutes aufgestellt, und von einem Fenster im zweiten Stocke zu einer Zeit
beobachtet,
wenn
die
Sonne nahe im Rücken
stand.
Dadurch wurde bewirkt, dass der Einfallswinkel
nicht
:
93
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
über 25
u
ging, mithin das Sonnenbikl
den Kügelchen von der Kreisform nicht erheblich abweichen
in
konnte.
zu legen, und diesem eine solche Neigung zu geben
man
vergleichenden Sterne gleich erscheint, was
gegen den Horizont hin zunimmt.
seiner Gewalt hat,
in
anwendbar
en
ist.
iez
eben so helles Spiegelbild desselben sichtbar
Wachs überzogen gelang es, einen Hinterund charakteristischen Ton mit dem Himmel in der
,
g/;
ww
w.
Bezug auf Farbe,
Helligkeit
.or
in
für jedes derselben jene Blen-
Grenze der Sichtbarkeit erreichte, ohne
sein.
Nach den Versuchen wurden
die
Durchmesser der Kügelchen unter einem
ive
die
p:/
verschwunden zu
welchem der Lichtpunkt
bei
/w
ww
.bi
od
dung des Fernrohres gesucht,
völlig
ylib
r
wurden mehrere Quecksilberkügelchen aufgelegt, und
rsi
t
dieser Tafel
ary
Höhe von etwa SO sehr nahe übereinstimmte.
Auf
directen
Durch Tafeln von blauem Glase,
auf der Rückseite zur Beseitigung der Reflexion mit weissem
grund herzustellen, der
dem
weil ausser
,
Himmels
tru
Allein Glasspiegel sind nicht
weil die Helligkeit des
log
ein fast
dass der reflectirte Himmelsgrund mit jenem der zu
,
bio
Kügelchen noch
die Quecksilberkügelchen auf einen Planspiegel
einfachsten,
m.
at
am
Bezüglich des Hintergrundes wäre es
ist
als
jene der Ver-
ary
htt
Mikroskope mit einer Genauigkeit abgemessen, die jedenfalls bedeutend grösser
eL
ibr
suche selbst.
noch Bruchtheile der Intervalle
leicht schätzen
Ich hielt diese Scale für hinreichend, da
Die Durchmesser dieser Blendungen sind
Hessen.
eB
iod
sich
dem Quotienten 0.85.
ive
rsi
ty
weise in einer geometrischen Reihe mit
He
rita
g
Die Blendlingen für das Fernrohr waren aus Kartenpapier gemacht, und ihre Durchmesser näherungs-
rom
Th
folgende
2
0,802
na
l
0'945
); O
1
Do
wn
Zoll
rig
i
Wiener
loa
df
Durchmesser
Nr. der
Blendung
0,700
0,600
5
0,500
oo
log
y(
Ca
mb
rid
g
e,
MA
3
4
0,435
0,368
eZ
(5
mp
ara
tiv
7
0,300
0,244
um
of
Co
8
of
Herr gemacht wurden.
ay
rL
Die Distanz der Kügelchen
tM
Er
ns
rsi
ty,
ive
Un
rd
rva
Ha
the
by
ed
itis
Dig
metrie, Herrn Dr.
Beobachtungen folgen, welche von mir und dem Assistenten der praktischen Geoibr
ary
Ich lasse nun die
0,200.
the
Mu
se
10
vom Fernrohr
in
Wiener
Klafter
= D.
Stampfer.
S.
94
Nr. der Blendung
Kügelchen
Distanz
D
Durchmesser,
Nr.
Wien. Klafter.
Herr.
Stampfer.
Linien.
8
m.
at
8%
7'A
34,32
6
7%
5%
log
4
bio
3 l/ 3
g/;
ww
w.
5%
iez
5»/4
6
5%
tru
6V,
=
64°.
.or
Sonnenhöhe
ary
43,70
ylib
r
0,617
0, 524
0,424
1851
1. Juli
zwischen 12 und 1 Uhr Mittags.
Das Blau des Himmels matt, in
der Gegend der Sonnne dunstig.
en
0,617
0, 524
0, 424
0,367
0, 334
0, 306
6Vi
3%
3'/,
7%
7%
34, 32
6
eL
ibr
Sonnenhöhe
=
Uhr.
'
rein.
61°.
He
rita
g
*V,
iod
43,70
eB
4
ä
7%
487
406
0,410
0, 342
0, 326
0,315
0, 243
TV,
7%
7
7
6
29,61
Uhr.
li
Sonnenhöhe
rein.
= 33V„°.
47*
0,538
0,536
0, 009
0, 380
0, 429
0, 492
0, 273
0,313
0,351
mb
rid
g
e,
MA
G
1
Der Himmel ziemlich
); O
6%
October 1851
zwischen 12 und
na
l
7%
rig
i
0,
14.
Do
wn
0,
loa
df
rom
2
Va un d
ive
rsi
ty
6
*V,
*V,
4
1 1
Der Himmel sehr
ary
5%
0,582
0, 450
0,351
0. 325
0,314
0, 228
/w
ww
.bi
od
6
6
htt
351
0,325
0,314
0,228
21. Juli 1851
zwischen
Th
0,
8%
7%
p:/
8%
0,582
0,450
ive
rsi
t
5
y(
Ca
8
8%
6V,
»v.
tiv
mp
ara
Co
of
um
5.
8%
6V.
7%
77ä
4
*V.
BV,
5%
5%
April 1852
zwischen 12 und 1 Uhr.
Der Himmel ganz rein jedoch
das Blau etwas matt.
34,44
,
Sonnenhöhe
=
47°.
ö'/a
Mu
se
873
8V8
eZ
oo
log
8
of
the
Die Vergleichung mit Fixsternen wurde an einem sehr heiteren Tage von demselben Fenster aus
ibr
ary
gemacht, wobei auch noch 3 Studirende Theil nahmen.
Es ergab
rL
ay
tM
Er
ns
rsi
ty,
Stampfer:
Dr. Herr
„
„
„
„
„
„
„
„
the
Ha
rva
rd
Un
ive
Lewin
Peyer
Schmid
Nr. der Blendung
Mittel aus beiden Sternen folgt Nr.
=
Dig
itis
ed
Höhe der Sterne über den Horizont 25
Nun
sei
d
für einen Fixstern,
i)
67.
67.
6
6
67,
6
„
674
,
67a
67»
deren Öffnung
=0",418
=
b.
28 Grad.
der Durchmesser des Quecksilberkügelchens
Durchmesser der Blendung vor dem Fernrohre
6
„
der Blendung
bis
a Bootis
(>
by
Im
sich
a Lyzae
bei
,
seine Entfernung
Beobachtung desselben
der scheinbare Durchmesser der Sonne,
ad
'S
~3
D
46/)
d derselbe
,
vom Fernrohre, a
b dieselbe
der
correspondirend
für den Fixstern, so ist
95
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
1851,
1. Juli
„
21.
„
14. October
1852,
5. April
„
„
.
Durchmesser der Blendungen
sammt den übrigen Elementen und
in Zoll
m.
at
berechneten scheinbaren Durchmesser
3.
iez
en
<(
a
3
«
Linien
Zoll
Secundcn
Zoll
617
0,524
0,424
0,367
0,334
0,266
0,272
0,300
0,402
0,435
0,467
0,650
0,617
0,524
0, 424
0,345
0,435
0, 550
d
Sccunden
4
5
6
1.
0,300
0,
rsi
t
0,351
0,402
0,451
0,467
0,600
00706
701
650
632
595
609
0,00641
.
0,
00654
0,334
0,467
0, 550
0,567
0,600
0,802
5
G
0,281
0,334
0,413
0,435
0,467
0, 650
0,
00624
573
553
540
560
565
00582
629
578
552
564
548
0,
334
0,435
0,550
0,567
0. 600
0,802
0,
00582
586
578
552
564
548
0,
00569
0,
00696
612
618
568
640
618
576
0,
00616
0,
00583
562
639
589
553
634
580
552
632
0,
00592
y(
Ca
oo
log
of
Co
5
eZ
4
0,
tiv
3
43,70
mp
ara
1
2
mb
rid
g
e,
MA
Juli
00604
573
582
540
560
565
loa
df
0,582
0,450
0.351
0, 325
0, 314
0,228
4
21.
0,
Do
wn
0,272
0.334
0,435
0,435
0, 467
0,650
582
na
l
0,450
0,351
0, 325
0,314
0, 228
rig
i
32
0,
); O
34,
1
2
3
rom
Th
Mittel aus 9 Beobachtungen
He
rita
g
3
648
707
635
0,351
0,451
0,500
637
682
698
ive
rsi
ty
2
iod
ro
eB
1
43.
eL
ibr
ary
htt
Juli
00640
600
650
609
595
660
ive
3
34, 32
0,
/w
ww
.bi
od
0,
1
2
p:/
1851
ylib
r
ary
.or
Nr.
g/;
ww
w.
bio
log
Herr
Stampfer
Kügelchen
D
Mittel aus 12 Beobachtungen
the
Mu
se
um
0,00573
ibr
ary
ay
rL
3
4
29,61
0,
00659
612
650
568
592
618
548
0,
00607
0,
00623
620
639
589
581
634
632
584
611
;
0,317
0,334
0,334
0,368
0, 435
0,435
0,525
Un
ive
rsi
ty,
7
tM
5
Er
ns
14.
Oclober
0,300
0,334
0,351
0,368
0,402
0, 435
500
0,487
0,406
0,410
0, 342
0,326
0,315
0,243
of
1
2
[
Beobachtungen
.
the
Ha
rva
rd
Mittel aus 7
itis
ed
by
1852
5.
April
Dig
die
die
„
.
1890"
1892
1928
1920
tru
Folgende Tabelle enthält
Juli
=
=
=
=
9
.
34,44
1
2
3
4
5
6
7
8
9
0,538
0.536
0,609
0,380
0, 429
0,492
0,273
0,313
0,351
Mittel a is 9 Beo bachtungen
0,300
0, 300
0.272
0,402
0,351
0,334
0, 600
0,484
0,451
.
..0,00612
0.281
0,272
0,272
0, 402
0,334
0,334
0,550
0, 457
0, 467
:
96
Stampfer.
S.
An den
erhaltenen Mittelwerthen
d
wenn man
sind,
Sache genauer nimmt, noch einige Verbes-
die
serungen anzubringen.
vom
a) Nicht alles Licht wird
mungen an,
man nach den
Quecksilber reflectirt, nimmt
verlässlichsten Bestim-
werde 0,75 des einfallenden Lichtes von einer möglichst reinen Quecksilberfläche zurück-
es
m.
at
geworfen (die Kügelchen wurden jedesmal unmittelbar vor den Versuchen gebildet), so
d mit V0,75
tru
ist
verschiedenen Höhen verschieden.
log
der Atmosphäre
in
ist
Die beiden Ver-
bio
b) Die Licht-Absorption
iez
en
zu multipliziren.
angegeben.
Nach
in
der Höhe von etwa 27° beobachtet; die Höhe der Sonne
werden kann,
ist in
der ersten Tabelle
finde ich die
rsi
t
Beob. Tage
=
1,182
ive
1.
33
33
99
99
2
~
„
„
,,
,3
<y
.
„
33
3?
33
33
~*
33
33
1177
1
33
=
„
X
,
1
,
htt
p:/
•
/w
ww
.bi
od
Sonne am
Helligkeit der
ylib
r
ary
einer Berechnung, die hier nicht weiter verfolgt
g/;
ww
w.
wurden
.or
gleichsterne
,
J
I
i
\J
IUU
Höhe von 27° mit
dieselbe für die
1
bezeichnet, mithin sind die gefundenen
He
rita
g
wenn man
eL
ibr
ary
35
U
I
mit den Quadrat-
ive
rsi
ty
wurzeln aus diesen Zahlen zu multipliziren.
d
Himmel auf der Nordseite
iod
c) Die blaue Glastafel, welche den Hintergrund der Quecksilberkügelchen bildete, stimmte mit
der Höhe von etwa 50° überein, und war daher etwas dunkler
als
Th
eB
in
jene Stelle,
Um
hier eine
loa
df
rom
an welcher die Sterne beobachtet wurden, mithin die beobachteten Blendlingen a zu klein.
dem
dem Himmel
der Höhe von etwa
0° übereinstimmte.
1
Aus 8 Versuchen ergab
sich
,
wenn man den
na
l
in
Do
wn
Beduction zu finden, wurden gleichzeitig Versuche mit einem helleren Hintergrunde angestellt, welcher mit
MA
); O
rig
i
scheinbaren Durchmesser für diese mit d' bezeichnet
.
.
,
~
mb
rid
g
e,
Stampfer
Mittel
1,452
1,480
1,466
sieht
Durch
welchen grossen Einfluss der Hintergrund bei diesen Versuchen hat.
,
mp
ara
woraus man zugleich
tiv
eZ
oo
log
y(
Ca
Herr
=
=
=
of
Co
mehrfache Vergleichung mit dem Himmel fanden wir, dass
um
mit
dem Himmel
in
die dunklere Tafel
um
d es Intervalles beider
'/s
27° Höhe übereinzustimmen
,
wornach
die
gefun-
se
um
Tafeln hätte heller sein sollen,
sind.
the
Mu
denen d mit 1,155 zu multipliziren
diese dreifache Beduction ergeben sich die Mittelwerthe auf folgende Art
ibr
ary
of
Durch
rL
ay
tM
ive
Juli
.
.
14. October
Un
rd
1. Juli
21.
rsi
ty,
Er
ns
1851
1852
5. April
.
.
„
=
=
=
.
„
=0,00651
.
f?
.
„
00697
0,00622
0,00628
.
.
.
.
.
.
.
.
6"00711
0,00617
0,00639
0,00630
the
Ha
rva
Herr
Stampfer
0"
am
1. Juli
hat ohne Zweifel
in
dem ungünstigeren Zustande
des Himmels,
itis
ed
by
Die grössere Abweichung
Dig
ihren Grund,
als
welcher an diesem Tage nicht so rein, und besonders
an den übrigen Tagen.
schliesse.
zelnen
Im
Tagen
in
der Nähe der Sonne dunstiger war
Ich glaube daher der Wahrheit näher zu kommen
Mittel aus beiden
,
wenn
ich
den
1
.
Juli
aus-
Beobachtern mit Bücksicht auf die Zahl der Beobachtungen an den ein-
ergibt sich sodann
ö
=
0",00630
—
97
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
scheinbarer Durchmesser eines Fixsternes von der Helligkeit der beiden verglichenen Sterne.
=
die mittlere Helligkeit der Sterne erster Grösse
Helligkeit
von
o.
„
o.
„
so
1,
Mittel
nach Steinheil
ist
=
Lyrae
):
1,83
Bootis— 1,46
=
.
1,645
tru
.
iez
n
.— =0A „ nn
00491
d= v0,00630
1,045
log
,
,
bio
„
..
g/;
ww
w.
_
en
und der scheinbare Durchmesser eines Fixsternes
erster Grosse
man
Setzt
1
m.
at
als
und keine merkliche Lichtabsorption im Welträume
ary
.or
unter der Voraussetzung, dass die Natur des Lichtes und die Leuchtkraft dieselbe, wie bei unserer Sonne
ylib
r
stattfindet.
ive
rsi
t
Das gefundene Endresultat erscheint ziemlich genau, insoferne dieses von der Harmonie der einzel-
+
25 d.
den Beductions-Elementen.
Allein eine grössere Unsicherheit liegt in
Besonders
ist
nur
ist
die
p:/
=
/w
ww
.bi
od
nen Beobachtungen unter sich abhängt, denn der mittlere Fehler einer einzelnen Beobachtung
ary
htt
Absorptionskraft der Atmosphäre und die Helligkeit des Himmelsgrundes unter verschiedenen Höhenwinkeln
eL
ibr
genau bekannt, und überdies bedeutend von dem jedesmaligen Zustande der Luft abhän-
gig, was nicht nur an sich klar
He
rita
g
nicht hinreichend
sondern auch durch unsere Beobachtungen vom 1.
ist,
Juli bestätigt wird.
i
Helligkeitsstufe correspondirt.
Sterne hinsichtlich ihrer Helligkeit dadurch zu vergleichen
Öffnung des Fernrohres zum Verschwinden gebracht werden
demselben Gesichtsfelde gleich
in
schwerer beurtheilt werden kann, je heller die Sterne
,
was
ja ich
um
so
) ausgesprochenen
rig
i
Ar gel and er
2
,
MA
öfters zwei
e,
rid
g
Man könnte auch folgendes Verfahren von Steinmb
y(
Ca
oo
log
Bekanntlich geht das Bild eines Sternes in eine kreisförmige Fläche über,
Wird nun das Ocular so weit herausgezogen,
Durchmesser der Lichtflächen und somit
ist,
wenn
bis der
eZ
tiv
mehr zu unterscheiden
nicht
mp
ara
dem Himmelsgrunde
Lichtfläche auf
die
Sterne kaum oder gar nicht zu unterscheiden, während der Unterschied mit der Ver-
Ocular des Fernrohres verschoben wird.
das
Rand der
so lassen sich aus den Auszugsweiten
Diese Methode
Co
die relativen Helligkeiten der Sterne finden.
of
die
genau
erscheinen
denn mit voller Öffnung des Fernrohres waren
kleinerung der Objectiv-Öffnung immer mehr hervortrat.
heil anwenden.
Diesen von
sind.
hell
); O
Satz habe ich vollkommen bestätigt gefunden,
bis drei künstliche
zeigt sich somit als ziemlich
,
Do
wn
wenn zwei Sterne
als
,
dass sie durch allmähliches Verkleinern der
,
na
l
halte es für genauer,
Das angewendete Verfahren
iod
Ordnung oder
einer
eB
Vu
Th
was mit
rom
,
loa
df
gen
ive
rsi
ty
Die mittlere Unsicherheit einer einzelnen Beobachtung beträgt nahe /i des Intervalles der Blendun-
viel
um
mühsamer geworden
Mu
weil
,
am Himmel gute Vergleichungen zu
auf dem künstlichen Hintergrunde
the
auf diese Art bei Tage für die Sterne
Versuche
mein Fernrohr war jedoch zu schwach,
se
die Sterne hinreichend hell sind;
of
um
wenn
ibr
ary
gibt eine grosse Schärfe,
,
,
auch wären die
gleichzeitig
nicht
mehrere
indem ihre Lichtflächen störend ineinandergreifen
tM
ay
rL
Quecksilberkügelchen hätten aufgelegt werden können
erhalten
hier
noch fragen, ob denn wohl
rsi
ty,
Man kann
Er
ns
würden.
die Oberfläche der auf einer Glastafel liegenden Quecksil-
genommen kann
Un
ive
bertropfen als sphärisch betrachtet werden könne. Streng
rd
dem geringen Durchmesser von /i bis /3 Linie eine merkliche Abweichung
senkrechter Lage des Mikroskopes optische Bilder in verschiedenen Entfernungen
bei
by
zu finden, indem ich bei
,
rva
nicht im Stande
Ha
war
dieses nicht der Fall sein, allein
2
the
ich
t
Jedenfalls
ist
dieser Fehler im Verhältnisse
zu den andern
itis
ed
von der senkrechten Axe des Tropfens mass.
Dig
eben besprochenen Fehlern ganz unerheblich. Bei grösseren Tropfen zeigt sich allerdings die Abweichung,
von der sphärischen Gestalt.
')
Helligkeitsmessungen am Sternhimmel, eine gekrönte Preisschrift.
~)
Schumacher, Jahrbuch 1844.
Denkschriften der mathem.-naturw. Ol.
V Bd.
13
.
98
Stampfer.
S.
Aus folgendem Grunde kann der gefundene Werth d etwas zu
Nähe der Sonne
zugleich den besonders in der
reflectirte
dem des
mirte sich zu
tend dürfte dieses
sein
,
wenn
stark beleuchteten
Himmel, dieses Licht sum-
Kügelchen waren mit der ganzen Öffnung
selbst die grössten
nur so weit gedeckt wurden, dass die directen Sonnenstrah-
sie
m.
at
des Fernrohres gänzlich unsichtbar,
denn
Das Quecksilberkügelchen
und vermehrte somit dessen Sichtbarkeit. Indessen bedeu-
eigentlichen Sonnenbildes
kaum gewesen
klein sein.
0". 00639,
log
bio
b
Allein unsere
ist.
,
so sollte d zu klein
Beobachtungen zeigen keinen
Vierzehn Beobachtungen, bei denen die Blendung a<C.b war, geben im
=
während das Hauptmittel
.or
=
d
als
g/;
ww
w.
Blendung a kleiner
die
0",00630
ary
wenn
,
bedeutenden Einfluss dieser Art.
Mittel
Öffnung des Objectives abnimmt
die Helligkeit des Gesichtsfeldes mit der
erhalten werden
ist,
der Unterschied erreicht
kaum
die
ylib
r
Da
iez
en
tru
len selbe nicht treffen konnten.
ive
rsi
t
Unsicherheit, welcher das Endresultat noch unterliegt.
/w
ww
.bi
od
Bei Fixsternen von verschiedener Lichtstärke (immer unter Voraussetzung einer gleichen Beschaffen-
die Helligkeit der Sterne erster
eL
ibr
ive
rsi
ty
iod
Th
1,5874
rom
=
so kann auch a
.
Grösse der scheinbare Durchmesser
loa
df
m
K4
zufällig
na
l
der
Ua
); O
rig
i
0"00491
gesetzt werden.
1,587 gefun-
Hiernach wird für Sterne
VH
0"00780 (-1) J
i.
=
0)
Formel
sind folgende scheinbare
mb
dieser
Durchmesser
y(
Ca
Nach
rid
g
e,
MA
d.
= i*
Do
wn
Da
den.
so kann
Ich habe bei einer frühe-
den Versuch gemacht, die Grösse a zu bestimmen und vorläufig Va
eB
ren Gelegenheit
1,
Grösse ausgedrückt werden durch
das Helligkeitsverhältniss zwischen den einzelnen Grössenstufen bedeutet.
*)
=
ary
en
H
wo a
Grösse
Durch-
He
rita
g
m'
dieselbe für Sterne der
man
Setzt
htt
messer wie die Lichtstärken verhalten.
sich die Quadrate der scheinbaren
p:/
Sonne und ohne Absorption im Welträume) müssen
heit mit der
Bei den letzteren
ist
für
die
verschiedene Grössenclassen und für
Grösse
m
aus Steinheil's Messungen
oo
log
einige der hellsten Sterne berechnet.
mp
ara
tiv
eZ
abgeleitet.
Co
Grösse
d
Mu
se
um
of
m
Scheinbarer
Durchmesser
Canis majoris
Lyrae
Bootis
Canis minoris
Arcturus ....
Aurigae
Virginis
ß Orionis
Rigel
a Orionis
a Leonis
Beteugeuze
Dig
itis
ed
by
the
Ha
rva
rd
Un
ive
rsi
ty,
Er
ns
tM
ay
rL
ibr
ary
of
the
a
a
a
a
a
a
.
0,106
0,347
0,590
0,974
1,190
1,224
1,442
1,574
1,600
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
]
)
Sitzungsberichte der mathem.-naturw.
C'lasse,
November, 1S51.
0"007360
0, 006584
0, 005884
0, 004928
0, 004462
0, 004391
0. 003973
0, 003738
0, 003690
0, 003068
0, 001933
0,001218
0, 000768
0, 000484
0, 000305
0,000192
0, 000121
0, 000076
0, 000048
0, 000030
99
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
Wahrer Durchmesser der
=
gesetzt), so
1
wenn
en
seine Entfernung
iez
=g
log
d, der wahre
(der wahre
ist
p
sin
f>
rsi
t
:
ylib
r
ff
ary
.or
Durchmesser der Sonne
=p,
Ist diese
ist.
=
der scheinbare Durchmesser
bio
oder Parallaxe bekannt
eines Fixsternes kann natürlich erst gefunden werden,
g/;
ww
w.
Der wahre Durchmesser
tru
m.
at
Fixsterne.
Halbmesser der Sonne
Entfernung.
in ihrer mittleren
Setzen wir diesen
htt
(2).
.
Astronomen
sich die
um
Parallaxe der Fixsterne zu finden,
die
Anstrengungen fortwährend nicht gelingen. Nur immer kleiner und kleiner wurde
iod
doch
Th
der beständig zunehmenden Genauigkeit der Instrumente und Messungsmethoden
Grenze, über
die
rom
bei
eine
dadurch einen augenscheinlichen Beweis für dieses System zu erhaleB
ten, so wollten
der Aufstellung des kopernikanischen Systems bemühten,
seit
ive
rsi
ty
So sehr
He
rita
g
eL
ibr
107,32^
ary
=
p:/
so wird
,9
961",
ive
p der scheinbare
/w
ww
.bi
od
wo
Bradley
Sternen, eine Secunde nicht übersteigen, weil er
Erst
der letzten
); O
in
MA
den Astronomen mittelst der grossen und vollkommenen Instrumente gelungen, nicht bloss
sondern wirkliche Parallaxen
son am Cap der guten Hoffnung suchten
dieselbe für
a.
Lyrae erhalten;
« Centauri und
Bessel
hat
Maclear und Hender-
Sirius zu bestimmen.
eZ
hat in einer ausführlichen Abhandlung über diesen Gegenstand
') die
bisher
gewon-
mp
ara
tiv
C. A. F.
in
61 Cygni, W. Struve für
eine Parallaxe für den Doppelstern
Peters
Bruchtheilen einer Secunde zu finden.
e,
,
rid
g
negative Resultate
mb
es
y(
Ca
ist
sonst würde gefunden haben.
sie
oo
log
Zeit
na
l
erklären, diese Parallaxe könne, wenigstens bei den von ihm untersuchten
rig
i
Jahrhundert konnte
Do
wn
loa
df
welche die gesuchte Parallaxe nicht hinaus gehen konnte, ohne entdeckt zu werden, und schon vor einem
sichersten bestimmt zu sein scheinen.
Bei
Centauri
ist
of
o.
Maclear's neueste Bearbeitung benützt
2
).
se
um
am
Co
nenen Resultate kritisch untersucht und zusammengestellt. Ich entnehme daraus folgende Parallaxen, welche
Wahrscheinliche
the
Mu
Jährliche
Bcohachler
Unsicherheit
.
.
.
« Lyrae
.
.
.
0"348
.
tM
.
.
.
.
.
.
.
.
.
„
Ha
rva
.
rd
Un
ive
.
rsi
ty,
Sirius
.
Er
ns
a Centauri
ay
rL
61 Cygni
ibr
ary
of
Parallaxe
Polaris
0,919
0,34
+ 0,11
IS
±0,09
0,
0,121
.
± 0,014
Bessel.
.
.
W.
Struve.
.
.
.
.
.
.
Maclear.
.
.
.
Henderson.
.
.
.
.
.
Maclear.
.
Verschiedene
len des
diese Parallaxen in obige
Formel (2), so ergeben sich
Sonnendurchmessers auf folgende Art. Bei Sirius
*)
Memoires de V Acudemie
2
Memoirs of
)
itis
man
Dig
Setzt
ed
by
the
.
0,262
± O'OIO
± 0,02S
± 0,034
impe'r. des sciences de St. Petersbourg.
ist
die
wahren Durchmesser g
das Mittel beider Parallaxen
in
genommen.
1848.
the royal ustron. society. 1851.
13
Thei-
:
Durchmesser
V
d
!)
0"348
0, 262
0,919
0,245
0,121
0"000774
0, 00664
m
61 Cygni
5
0,347
1
0,
0,239
2,721
0, 574
3,260
2,745
00491
00745
0,00310
0,
Cygni hingegen sind kleiner
a Centauri und 6 1
;
°-
und
,
a Centauri
/w
ww
.bi
od
ive
,
nicht über-
Entfernung eine Sternweite
,
so
htt
p:/
wenn
die Parallaxe
p
Setzt
finden.
man
z.
B.
ive
rsi
ty
1
,
dürfte einer
4 /* Billionen deutsche Meilen, welche das Licht
sich aus (2)
oder die Fixsterne mit der Sonne gleich gross, so ergeben sich folgende Parallaxen
m
rom
Th
Grösse
iod
=
gegeben ansehen, so Hesse
als
|
1
He
rita
g
3,224 Jahren durchläuft.
Wollte man g
g
Halbmesser der Erdbahn oder
die entsprechende
=
eB
in
206265
und nennt
,
Ama
eL
ibr
=
wird diese
dafür eine Secunde
3
ary
Nimmt man
steigen.
und das Maximum der Parallaxe eine Secunde erreichen
,
unwahr-
Sonne scheint demnach
die
weder zu den besonders grossen noch besonders kleinen Fixsternen zu gehören,
der nächsten Fixsterne sein
lassen, sie für
Lyrae und Polaris 2
rsi
t
grösser als die Sonne
374mal,
ary
wäre hiernach im Durchmesser etwa
Sirius
halten.
Grund angeben
ylib
r
scheinlich zu
ein
.or
kaum
Diese Zahlen g sind ganz massig und es dürfte sich
g/;
ww
w.
bio
log
iez
0,106
2
Wahrer
Scheinbarer
Durchmesser
Parallaxe
m.
at
Grösse
Stampfer.
tru
S.
en
100
loa
df
1
rig
i
); O
4
MA
e,
rid
g
y(
Ca
mb
6
oo
log
7
eZ
8
9
tiv
0"5272
0,0830
0, 0523
0,0330
0,0207
0,0131
0,0082
5
mp
ara
/)
0,3321
0,2092
0, 1318
na
l
3
Do
wn
2
Parallaxe
of
Co
10
tM
ay
rL
ibr
ary
of
the
Mu
se
um
Einer n mal grösseren Parallaxe entspricht ein n mal kleinerer Durchmesser g.
Er
ns
Vergleichung des scheinbaren Durchmessers der Fixsterne nach Formel (I) mit den ans Doppel-
Un
ive
rsi
ty,
sternen bisher gewonnenen Resultaten.
Sternpaar nach
dem Gesetze der Schwere
Ha
rva
ein
the
andern, oder eigentlich beide
um
ein besonderes
System
bildet
ihren gemeinschaftlichen Schwerpunkt laufen
und hiernach einer
,
so
ist
nach den
by
um den
rd
Wenn
Dig
itis
ed
Kepler' sehen Gesetzen
wo
t die
fl*=(jj
Umlaufszeit in Erdjahren;
a die halbe grosse
bedeuten.
jx
die
Summe
•
(»)
der Massen beider Sterne in Theilen der Sonnenmasse:
Axe der Bahn (scheinbar von der Erde gesehen) und p
die jährliche
Parallaxe
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
Ist
gleich
die
Werth
genommen), so
1
(3) und zugleich
in
für
Summe
beider Sterne
ist
g seinen Werth aus (2),
wenn wir A
so folgt,
für
m.
at
diesen
=
Sonne
welche der
,
I
tru
setzen,
bio
_^____
3
/
3
3
um
den scheinbaren Durchmesser ohnehin
eL
ibr
für
g/;
ww
w.
oder die
die
Bedingung zu Grunde
auch nicht nothwendig, doch wahrscheinlich macht, so
He
rita
g
Sterne mit der Sonne gleiche Leuchtkraft haben, diese aber eine nahe gleiche Dichte, wenn
dadurch die Annahme
ist
ive
rsi
ty
liegt, dass die
f= 1
zum
Theil gerecht-
0.009318 ^-^-
.
(5)
.
na
l
Do
wn
.
loa
df
=
a
rom
Th
eB
iod
Hiernach erhalten wir aus (4)
fertigt.
f—\,
zu sehen, wie hier der scheinbare Durchmesser
ary
Da unserer Formel (1)
sich ergibt.
Ich will jedoch
p:/
so kann nach (4) die Dichte /'gefunden werden.
Dichte der Sterne gleich der unserer Sonne annehmen,
htt
A gegeben,
Sind a, /und
/w
ww
.bi
od
ive
f
ary
beider Sterne vorstellt, nämlich
.or
Summe
scheinbaren Durchmesser der
(4)
..
.
ylib
r
A den
jetzt
.
rsi
t
wo
±
Vt 2f=
107,32
log
iez
en
o
und g für
ist (/"
man
setzt
Dichte der Sterne und g der Durchmesser einer Kugel
f die
I
); O
rig
i
und diese Formel wollen wir nun mit der früheren (1) vergleichen.
Herschel
MA
in ihrer
gegenseitigen Stellung eine Parallaxe der Fixsterne
e,
dem Zwecke, um durch Änderungen
rid
g
zu
mb
lich
der Altere war der Erste, der genaue Messungen der Doppelsterne unternahm, ursprüng-
Ein Verzeichniss von mehreren hundert Doppelsternen, sämmtlich mit einer
y(
Ca
zu entdecken.
oo
log
reichten Genauigkeit gemessen, war die Frucht dieser vieljährigen Arbeit.
als dies
uner-
Dabei fand er nun, dass solche
der Wahrscheinlichkeit nach der Fall sein
wenn
oder zufällig einander nahe stehen, und schloss hieraus, dass die beiden Sterne
sie bloss optisch
Co
kann,
mp
ara
tiv
eZ
besonders sehr nahe Sternpaare weit häufiger vorkommen,
bis dahin
Gravitationsgesetze besondere Systeme
se
denen man im Laufe der Zeit entsprechende Änderungen werde beobachten können.
Mu
bilden müssen, an
dem
um
of
grossentheils wirklich einander sehr nahe stehen, und gemäss
das Jahr
ganz
1820 unternahm Herschel,
allein
und man begnügte
der Sohn, ähnliche Unter-
begann W. Struve mit dem Dorpater Refractor seine grosse Arbeit über
1837
in
seinem berühmten Werke über diesen Gegenstand erschienen,
Die neueren Beobachtungen haben die Richtigkeit der Idee
Doppelsterne enthält.
ive
rsi
ty,
3000
Er
ns
Doppelsterne, deren Resultate
welches gegen
tM
ay
fast gleichzeitig
um
ibr
ary
suchungen und
anzustaunen. Erst
fast
rL
sich, seine Ideen
of
the
Trotz seiner Aufforderung zu solchen Beobachtungen blieb er hierin
den andern, oder beider
rva
um
Ha
Sternes
rd
Un
Herschel'sl. überzeugend nachgewiesen, und zeigen
ist
ed
geliefert.
In folgender
Zusammenstellung sind
Axe «jenen Elementen entnommen, welche
hat.
A
freilich
zum
Theil
sind.
welcher diesen Theil der Astronomie mit grösstem Eifer verfolgt, hat wiederholt solche
Bahnberechnungen
gemacht
Bahnelemente zu bestimmen,
genauer Beobachtungen noch zu klein
Kepler'schen
Dig
Mädler,
es bereits gelungen, die
die Zwischenzeiten
einen
itis
noch ziemlich unsicher, weil
Bewegung des
ihren gemeinschaftlichen Schwerpunkt im Sinne der
by
the
Gesetze. Bei einigen derselben
um
bei vielen Doppelsternen eine
ist
er
1842
in
die Umlaufszeit
t
und
die
den astronomischen Nachrichten Nr.
halbe grosse
452 bekannt
der scheinbare Durchmesser nach Formel (5), A' derselbe correspondirend nach unserer
Formel (1). Die Grösse
m
der Sterne
ist
nach
W. Struve:
Stampfer.
Grösse
a
t
A
A'
2"290
1, 292
1,088
3,918
60,46
58,91
43,25
608,5
31,47
232,1
145,4
82, 53
94,76
O"001385
000795
0, 000823
0, 000509
0,001112
0,001730
0,001147
0, 000421
0, 000563
0"001323
0. 000861
0, 000S07
0. 000833
0, 001955
0,002412
0, 002456
0, 000489
0, 000343
;
5,
;
5,7
2
5,
;
6,
3,0
7
;
6,5
3, 7
5,
a Geminorum
.
.
2,
.
3,
2
6, 9
6,
.
.
;
1,
189
;
3,
;
7,
7,008
3,402
0, 857
;
8,
1,255
ary
.or
g/;
ww
w.
Struve 3062.
7
;
5,
0,
m.
at
4,
5,0
.
tru
.
en
S Urs. majoris.
iez
m
log
5.
bio
102
A und A' ist bei der Mehrzahl der Art, dass
verschiedenen Wegen erhaltenen scheinbaren Durchmessern
rsi
t
ive
/w
ww
.bi
od
zwischen diesen auf ganz
ist.
ylib
r
Die Übereinstimmung zwischen
ein
Zusammenhang
nicht zu verkennen
In wieferne die Differenzen unserer zu Grunde liegenden Hypothese (nämlich dass die Sterne mit der
I.
ary
sich aus
(Mädler's Untersuchungen über
Mädler's
Thl.)
die Fixstern-Systeme.
A
t
.
.
MA
); O
rig
i
na
l
.
.
.
.
mb
rid
g
e,
a Geminorum.
.
0"001376
0, 000553
0, 000690
0, 000595
0,001160
0,000821
0,001176
0, 000330
0, 000334
61,30
58,37
42,50
478, 04
30, 22
519,77
169, 45
117,58
146, 83
stimmen mit den zugehörigen A' kaum so gut, wie früher, und man
mp
ara
sieht überhaupt,
den Elementen noch grossentheils vorhanden
in
ist.
a Geminorum
ist
die Umlaufzeit
se
Bei
um
of
welche grosse Unsicherheit
Co
A
Diese Werthe
tiv
eZ
oo
log
y(
Ca
Struve 3062..
2"295
0,892
0,902
3,900
1,208
5,692
3,863
0,851
0,998
Do
wn
Urs. majoris
Z;
loa
df
rom
Th
a
eB
iod
ive
rsi
ty
1847.
Werthe A folgen, welche
He
rita
g
neuesten Elementen obiger Doppelsterne ergeben.
die
zur Last fallen, lässt sich
eL
ibr
angeben, zur Vergleichung lasse ich
natürlich nicht
t
htt
p:/
Sonne gleiche Leuchtkraft und Dichte haben) oder den Elementen a und
von 232 auf 520 Jahre gestiegen und zugleich a von 7" auf
Mu
Mädler eine Bahn gegeben mit = 200 und a = 43,"2.
= 478, früher 608, während a sich nicht erheblich änderte. Ein paar Jahre
= 200 mit a = 2",93, womit A = 0,"000798 folgt, sehr gut mit A' überein-
5,"7 zurückgegangen, ja früher hat
ay
') t
of
the
t
rL
Mädler
früher gab
ist t
ibr
ary
Bei a Coronae
Er
ns
tM
stimmend.
rsi
ty,
Bei C Cancri ist,
ohne erhebliche Änderung der Umlaufszeit, der letztere Werth a
was eine ebenso grosse Änderung
A
in
Un
ive
dritten Theil kleiner als früher,
um mehr
als
ist die
der bestbegründeten sein.
Nur
stehenden Doppelster-
bei sehr nahe
by
the
£ Urs. majoris dürfte eine
Umlaufszeit so klein, dass jetzt schon eine Bahnberechnung möglich
ist
Die
,
allein
bei solchen ist
viel
')
Messung der Distanzen und Bichtungswinkel weit schwieriger und
Dig
die
itis
ed
nen
Ha
rva
rd
Ähnliche Unterschiede der Elemente sieht man auch bei mehreren anderen obiger Doppelsterne.
Bahn von
den
zur Folge hat.
die
Beobachtungsfehler haben einen
grösseren Einfluss auf die Elemente. Die bereits gewonnenen Besultate sind
Mädler,
Populäre Astronomie. Berlin 1841.
in
Betracht dieser Schwie-
Über den scheinbaren Durehmesser der Fixsterne.
rigkeiten gewiss aller
Anerkennung würdig,
der neueren Zeit, besonders jener
103
nur durch die ausgezeichneten Mikrometermessungen
sie sind
Dorpat, möglich geworden, und eröffnen ein ganz neues Feld der
in
Astronomie, gegen welches dasjenige
Punkt verschwindet, innerhalb welchem bisher die Bahn-
ein
als
berechnungen der Astronomen sich bewegten.
m
von Struve geschätzten Grössen
tru
iez
log
50 Sternen von 2.
Ich habe nun bei
näherungsweise ausdrücken.
finde
den nach
dass
,
Summen
die
der Formel
dürfte diese
Grösse die Schätzungen beider
bis 6.
der positiven und negativen Differenzen sehr nahe
ary
Astronomen verglichen und
bio
habe ich auf
liegt,
in
A entstehen. Die Helligkeitsconstante b = 1,587, welche
Ar gela nder's Grössenschätzung zu gründen gesucht, und
.or
(1) zu Grunde
muss desshalb eine Differenz
liegt, so
en
(1) und (5) berechneten A' und
dem Gesetze entsprechen, welches unserer For-
nicht
mel (1) hinsichtlich der Helligkeit der Sterne zu Grunde
m.
at
die
g/;
ww
w.
Wenn
heit in
m
ist.
Es kann jedoch immerhin
ein Theil der Differenzen
zwischen
zugeschrieben werden.
Übereinstimmung zwischen
A und
A' der Unsicher-
A' gewiss befriedi-
htt
p:/
In Betracht aller dieser Schwierigkeiten ist die
A und
ive
befürchten
/w
ww
.bi
od
kaum zu
rsi
t
ylib
r
Abweichung der Formel (1) von Struve's Grössenschätzung
gleich sind, mithin eine bedeutende constante
mit Grund erwartet werden konnte, und es wird sonach erlaubt sein, die Hypothese,
ary
als
eL
ibr
gend, ja grösser,
Gleichung (5) so lange für näherungsweise richtig anzunehmen
Annahme
diese
auf die Umlaufszeit zu schliessen.
,
,
und somit auch unsere
Beobachtungen uns hierüber näheren
ive
rsi
ty
Durch
bis
sind wir in den Stand gesetzt, bei Doppelsternen aus der Distanz
Freilich
iod
Aufschluss geben.
He
rita
g
welche bei den Fixsternen die Leuchtkraft und Dichte unserer Sonne voraussetzt
so lange die Gestalt der
Bahn und
die
unbekannt sind, auch die halbe grosse Axe a unbestimmt, und nur soviel bekannt, dass
sie
eB
Neieune eecen
,
ihre
loa
df
Gesichtslinie
rom
Th
ist
nicht kleiner,
wohl aber unbestimmt grösser
Setzen wir
(5) für d seinen Werth aus der Gleichung (1) so folgt
der grössten beobachteten Distanz.
Do
wn
als die Hälfte
); O
MA
rid
g
2
der einzelnen Sterne gefunden
y(
Ca
ist
m lt m
nämlich
oo
log
wird; es
und aus
beider Sterne,
mb
Summe
die Grössenclasse für die
Co
sich folgende Umlaufszeiten für die verschiedenen
Werthe a und
ra=2
Mu
se
um
of
Nach der Formel (6) ergeben
mp
ara
tiv
eZ
tt)*=tt)"" + ({)"'
»t=4
»i=5
TO=6
|
m=7
m=8
167
472
1336
2456
3780
5285
9705
14950
20890
27450
42272
59072
77664
119552
167104
334
944
2672
4912
7560
10570
19410
29900
41780
54900
84544
118144
155328
239104
334208
of
the
»n=3
Uinlaufsz ;iten in Er djaliren.
20
25
30
40
50
60
80
100
1321
1846
2427
3736
5222
rsi
ty,
10,5
29,5
83,5
154
236
330
606
934
1306
ive
Un
rd
rva
Ha
165
303
467
653
858
the
6
8
10
15
by
4
~
o,
14,8
41,8
76,8
118
ed
i"
o
Er
ns
tM
ay
rL
ibr
ary
a
itis
m
Dig
wo
(6)
e,
t=\, 306.2 m ycr
rig
i
na
l
in
könne,
sein
1716
2642
3692
4854
7472
10^44
21
59
167
307
472
660
1213
1870
2611
3430
5284
7384
9708
14944
20888
42
118
334
614
945
1321
2426
3738
5222
6862
10568
14768
19416
29888
41776
84
236
668
1228
1890
2642
4852
7475
10445
13725
21130
29536
38832
59776
83552
vi.
104
S.
Stampfer.
man
Die Umlaufszeit steigt demnach bei grösseren Distanzen, welche
auf Jahrtausende
Halbaxen a gleich nehmen kann,
15000
besonders bei kleinen Sternen,
,
indem mit jeder
Bei einem Doppelstern der 7. Grösse mit einer Distanz von 20"
Grössenstufe dieselbe sich verdoppelt.
beträft die Umlaufszeit
zur ungefähren Beurtheilung den
und der Stellungswinkel ändert sich
Jahre,
in
100 Jahren nur etwa
m.
at
2 Grade. Erst nach Jahrhunderten oder Jahrtausenden werden die Astronomen im Stande sein, den physi-
iez
log
bio
g/;
ww
w.
t
a und ß Canis min.
B. die 3 Sterne im Adler;
Noch
folgt.
u. s. w.,
3,
und a
=
30
bis
grössere Umlaufszei-
viel
und doch geben uns diese ausser-
.or
z.
über eine Million Jahre
m=
ary
ten erfordern
solches System ansehen, so kann
als ein
40 Minuten genommen werden, wodurch
en
ihnen die Beobachtungen früherer Jahrhunderte zu Gebote stehen.
Wollte man die Plejadengruppe
dass
tru
schen Nexus solcher Sternpaare zu erkennen und die Bahnelemente zu bestimmen, vorausgesetzt,
um
wie bei der Erde
Sonne
die
solchen Systemen, bis
um
beim Monde
,
sie altern,
ive
in
Erde
die
eben so zahlreiche Umläufe erfolgen,
/w
ww
.bi
od
Wenn
unmöglich zu erklären.
rsi
t
ylib
r
ordentlichen Zahlen kein Recht, bei diesen Sterngruppen die Verbindung zu einem besonderen Systeme für
u. s. w.,
so
vermögen wir
die
Dauer solcher
He
rita
g
sein.
rom
Th
eB
iod
ive
rsi
ty
Vorhof des Universums eingedrungen
eL
ibr
ary
htt
p:/
Systeme wohl durch Zahlen auszudrücken, kaum aber mehr hierüber eine klare Vorstellung zu fassen, die
schon unserm Begriffe ewig sich nähert; und doch dürften wir durch diese Betrachtungen erst in den
Do
wn
loa
df
Versuche mit Qiiecksilberkügelchen nnd unbewaffnetem Auge.
dass die künstlichen
wir stellten uns mit denselben im Freien so auf, dass wir die Sonne im Rücken hatten, und suchten
e,
;
rid
g
her
Die Kügelchen waren auf demselben Hintergrunde, wie frü-
MA
); O
Sterne mit freiem Auge beobachtet wurden.
rig
i
na
l
Ich habe noch mit Quecksilberkügelchen ähnliche Versuche in der Art gemacht,
oo
log
y(
Ca
mb
durch allmähliche Entfernung die Lichtpunkte an die Grenze der Sichtbarkeit zu bringen. Wir machten
der Sichtbardie Versuche auf zweifache Art, indem bei der ersten die Lichtpunkte an die Grenze
der andern noch entschieden sichtbar waren.
bei
Bei ersterer nahmen auch zwei Studi-
tiv
eZ
keit o-ebracht,
mp
ara
rende Theil.
Die Lichtpunkte an der Grenze der Sicht-
the
Kügelchen
Mu
se
um
of
Co
Als Resultat ergaben sich folgende scheinbare Durchmesser.
Die Punkte noch entschieden sichtbar.
ibr
ary
of
barkeit.
Stampfer
Herr
Bär
Kloss
Stampfer
Herr
0"0610
0, 0560
0,0610
0, 0652
O. 0646
0"0490
0, 0488
0, 0544
0, 0568
0, 0590
0"0508
0, 0488
0, 0558
0, 0594
0, 0634
0"0508
0, 0488
0, 0502
0, 0568
0, 0658
0"0720
0, 0720
0, 0774
0, 0764
0, 0770
0"066O
0, 0630
0, 0671
0,0651
0, 0658
0750
0,0654
Un
ive
rsi
ty,
Er
ns
tM
ay
rL
Nr.
1
2
3
4
rva
rd
5
O,
0616
0,
0536
0,
0544
0,
0556
0,
j
ed
by
the
Ha
Millel
um
Dig
itis
Mittel aus allen
die Mittagszeit
4 Beobachtern d
die
Grössenclasse wird
0",0S63
=
scheinbarer Durchmesser eines Fixsternes, welcher
freie
=
Lichtstärke
m
als
Auge an der Grenze der Sichtbarkeit ist. Den schein0",00491, mithin der erstere Durchmesser
Sternes erster Grösse fanden wir
hoch am Himmel für das
baren Durchmesser eines
ll,46mal und
=
—
134mal grösser
4,3.
als
bei Sternen
erster Grösse,
und
die entsprechende
105
Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne.
10
Brillen von
Sterne
bekanntlich die
m=
dass
Herr
und Dr.
ich
wurden
Beobachtern
übrigen
6,5 für die äusserste Grenze nehmen können.
Diese
ist
sichtbar,
wodurch
erklärt.
Bei Nacht
indessen
wird man
wohl
Auges.
des
Diese
tru
Pupille
sind
am Tage
jedoch mit unsern Versuchen
wegen der sehr verschiedenen Öffnung der
nicht unmittelbar vergleichbar
meine
benützten;
Brillen
merklich zu schwach,
der letzten Zeit
Auge noch gerade
Grösse mit freiem
6.
unsere
kurzsichtig
als
in
den
grössere Unterschied zwischen mir und
der
sich
noch,
Zoll negativer Brennweite
m.
at
bemerke
Ich
en
iez
und
ab,
Disposition
überdies
ist
log
und von subjectiver
fernung des Objectes
hängt von der einfallenden Lichtmenge, von der Ent-
sie
man
kann
Umständen
bei
setzen,
Tage im Freien, das Auge gegen den heitern Himmel gerichtet, Pupillen-Öffnung
verschiedenen
bedeutend verschieden.
Durchschnittlich
habe
die letztere
jedoch bei jungen
ich
Leuten
=
m
H=
6,5 folgt die Helligkeit
0,00620;
für die Pupillen-Öffnung
IV4?
1
4 /3 Linien
bis
Tage fanden wir
=134,
auf
0,04861
2755mal
mithin die letztere
Die Helligkeit
sein.
Es wäre sonach,
grösser.
des Sternes bei
wenn
den Himmelsgrund überzutragen, der Tageshimmel 2755mal
es erlaubt
heller als der
ive
rsi
ty
dieses Verhältniss
H=
oder
htt
7,84mal grösser,
ary
=
eL
ibr
(f£)
1,25 Linien müsste
He
rita
g
die Helligkeit
=
p:/
z
ist,
auch
/w
ww
.bi
od
beobachtet.
Für
ylib
r
Linien;
etwa
=
rsi
t
3%
der Nacht
ary
.or
Individuen
ive
bei
bei
äussern
gleichen
unter
bio
genau bestimmen,
sich nicht
lässt
g/;
ww
w.
Öffnung
Tage entschieden
sichtbar sein, so
ist
loa
df
Do
wn
0",0750
na
l
,0654
rig
i
0",0702
e,
MA
); O
=
„Dr. Herr,, =
Mittel d =
d
nach mir
rom
Th
bei
eB
Auge
Soll ein Fixstern mit freiem
iod
Nachthimmel.
und
== 204.
n
y(
Ca
um
'
( O 0049
die Zeit ihres grössten Glanzes bei
Tage gesehen werden.
oo
log
Bekanntlich kann die Venus
=
mb
rid
g
die Helligkeit eines solchen Sternes
Setzen
eZ
wir für diesen Fall ihre Helligkeit jener gleich, welche die von uns entschieden gesehenen künstlichen
')
204, wofür
ich
nämlich mittelst des scheinbaren Durchmessers der Venus, die Zahl
Wege,
auf einem ganz andern
=
am
um
se
noch das Verfahren angeben, welches ich angewendet habe,
Mu
will ich
um
den Durchmesser
the
der Pupille
habe.
Schlüsse
eigenen Auge, besonders bei der Nacht zu messen.
of
Zum
dem Kurzsichtigen
ein entfernter Lichtpunkt als ein heller Kreis, dessen
rL
Bekanntlich erscheint
ibr
ary
192 gefunden
of
Co
früher
Glanzes
ihres grössten
mp
ara
tiv
Sterne hatten, so folgt die Lichtstärke der Venus zur Zeit
in
einem Fernrohre, dessen Ocular
Er
ns
tM
ay
messer von dem Durchmesser der Pupille auf dieselbe Art abhängt, wie
Durch-
von der Öffnung des Objeclivs.
ive
und
die
Öffnung so regulirt, dass der gesehene lichte Kreis zu beiden Seiten
rd
sieht,
rva
einem entfernten Lichte
wird vor das Auge gehalten, während dieses nach einem hellen Sterne oder
lässt,
Un
grössern und verkleinern
ed
by
eine entsprechende Convexlinse unmittelbar vor das
vorsetzen,
itis
man immer
dann genauer.
wenn der
Auge zu
Lichtkreis ziemlich klein aber hell
genug
setzen.
ist,
Eine solche
der Versuch wird
Die in voller Dunkelheit vorhandene Pupillenöffnung wird auch auf diese Art nicht erhalten,
weil das geringe
'j
ist
dann zugleich die Öffnung der Pupille. Bei normalen oder
Dig
Linse kann
Augen
ist
the
Ha
tangirt wird. Die so erhaltene Spaltenöffnung
weitsichtigen
Eine Spalte, deren Öffnung sich ver-
rsi
ty,
nicht eingestellt ist, der Lichtkreis
zum Versuche
nöthige Licht dieselbe etwas verkleinert.
Indessen dürfte der Unterschied
Sitzungsberichte der mathem.-naturw. Classe, Nov. 1851.
Denkschriften d. mathem.-naturw. Cl. V. Bd.
14
106
S.
unbedeutend sein
Stampfer. Über den scheinbaren Durchmesser der
wenn der Versuch
,
Fixsterne.
ganz dunkler Nacht mit einem entfernten Lichte gemacht wird,
in
welches etwa die Helligkeit Jupiters hat. Eine 40 Klafter entfernte Strassen-Gaslampe gab uns schon eine
sehr merklich kleinere Öffnung.
Tage zu machen,
diesen Versuch bei
m.
at
welcher sich ein kleines Loch befindet,
in
tru
Wölbung an
B. mittelst einer Convexlinse
z.
einer Glasflasche kann hierzu dienen.
Dig
itis
ed
by
the
Ha
rva
rd
Un
ive
rsi
ty,
Er
ns
tM
ay
rL
ibr
ary
of
the
Mu
se
um
of
Co
mp
ara
tiv
eZ
oo
log
y(
Ca
mb
rid
g
e,
MA
); O
rig
i
na
l
Do
wn
loa
df
rom
Th
eB
iod
ive
rsi
ty
He
rita
g
eL
ibr
ary
htt
p:/
/w
ww
.bi
od
ive
rsi
t
ylib
r
ary
.or
g/;
ww
w.
bio
log
sphärische
besten, den Lichtpunkt durch reflectirtes Son-
was auf verschiedene Art geschehen kann,
und vorgelegter Blendung,
eines Spiegels
am
es
en
nenlicht herzustellen,
ist
iez
Um
u. s.
w.
:
mittelst
Auch jede