MKL1888:Fixsterne

[320] Fixsterne (Stellae fixae, „festgeheftete Sterne“, hierzu die Karte „Fixsterne des nördlichen Sternenhimmels“, mit Register), die große Mehrzahl der Sterne, welche den nächtlichen Himmel schmücken und demselben seinen durch viele Jahrtausende wesentlich gleichbleibenden Charakter aufdrücken, indem sie, abgesehen von höchst geringen, ohne genauere Meßinstrumente erst in Jahrhunderten bemerkbaren fortschreitenden Ortsveränderungen, immer in derselben Stellung zu einander verharren. Sie erscheinen dem bloßen Auge als leuchtende Punkte und zeigen auch in den stärksten Fernrohren durchaus keine meßbaren Dimensionen. Eigentümlich ist aber den meisten hellern Fixsternen das sogen. Funkeln oder Scintillieren, wodurch sie in fortwährendem Erlöschen und Wiederaufglimmen mit lebhaftem Farbenwechsel begriffen zu sein scheinen. Der Grund dieser Erscheinung liegt wesentlich in den in mittlern Breiten infolge sehr veränderlicher Windrichtung stets wechselnden Dichtigkeitsverhältnissen der Atmosphäre, in der Zerstreuung (Dispersion) des Lichts in derselben sowie ihrer Erfüllung mit Wasserdampf. In den Tropen, wo die Witterungsverhältnisse weit regelmäßiger sind und namentlich der Wasserdampf wegen der weit höhern Temperatur vollkommener

[Beilage]

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FIXSTERNE DES NÖRDLICHEN STERNENHIMMELS.

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Zur Karte ‚Fixsterne des nördlichen Sternenhimmels‘.

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Sternbilder.

Sternbilder sind die mit besondern Namen bezeichneten Gruppen, in welche man, zum Teil seit uralter Zeit, die Fixsterne geordnet hat. Gewisse Gruppierungen, wie der Himmelswagen oder Große Bär, die Plejaden, Cassiopeja, der Jakobsstab oder Gürtel des Orion, das südliche Kreuz, die südliche Krone u. a., haben von jeher und selbst bei rohen Völkern die Aufmerksamkeit auf sich gelenkt. Bei den Griechen kennt schon Homer die Bärin, „die sonst der Himmelswagen genannt wird …, und die allein niemals in Okeanos’ Bad sich hinabtaucht“ (Ilias, XVIII, 487 u. 489), den Bootes und den Hund des Orion; Hesiod den Sirius und Arcturus; beide erwähnen die Plejaden, die Hyaden und den Orion. Der angeführten Stelle der Iliade zufolge kannten die Griechen zu Homers Zeiten noch nicht die Sternbilder des Drachen, Cepheus und Kleinen Bären, die in Griechenland gleichfalls nicht untergehen. Der Kleine Bär wurde zuerst von den Phönikern bezeichnet und soll von Thales in die griechische Astronomie gebracht worden sein. Im Zeitalter der Peisistratiden wurden, angeblich durch Önopides von Chios, die Tierkreisbilder, wahrscheinlich aus Chaldäa, eingeführt; doch kannte man lange Zeit hindurch nur 11, die Wage wird erst von Geminus und Varro, etwa 50 v. Chr., erwähnt.

Schon zur Zeit des Eudoxos (370 v. Chr.) war die ganze in Griechenland sichtbare Himmelskugel bedeckt mit Sternbildern, denen man mythologische Namen und Bedeutung beilegte, und welche Aratos (um 270) in seinem Gedicht „Phaenomena et prognostica“ aufgezählt und beschrieben hat. Ptolemäos hat in seinem „Almagest“ 48 Sternbilder aufgeführt, nämlich außer den 12 Bildern des Tierkreises noch auf der nördlichen Halbkugel: den Großen und Kleinen Bären, den Drachen, Cepheus, Cassiopeja, Andromeda, Perseus mit dem Medusenhaupt, Pegasus, das Kleine Pferd, das Dreieck (Triangel), den Fuhrmann mit der Ziege, Bootes, die nördliche Krone, den Schlangenträger (Ophiuchus), die Schlange, Herkules, den Adler, den Pfeil, den Geier mit der Leier, den Schwan und Delphin, sodann auf der südlichen: den Orion, den Fluß Eridanus, den Hasen, den Großen und Kleinen Hund, die Hydra, den Becher, den Raben, Centaur, Wolf, Altar, südlichen Fisch, das Schiff Argo und die südliche Krone. Eine Reihe neuer Sternbilder, dem südlichen Himmel angehörig, wurde von dem Indienfahrer Petrus Theodori (Pierre Dirckß Keyser) aus Emden (gest. 1596) in Vorschlag gebracht und von Hondius, Bläu (Cäsius) u. a. auf die Sterngloben aufgetragen. In der „Uranometrie“ von Johannes Bayer (Ulm 1603), dem „Usus astronomicus planisphaerii stellati“ von Keplers Schwiegersohn Jakob Bartsch (Straßburg 1624) und in Hevels „Firmamentum Sobiescianum“ (Danzig 1690) sind außerdem noch angegeben: Giraffe, Taube, Einhorn, Haar der Berenice, Luchs, Kleiner Löwe, Sextant, Jagdhunde, Sobieskis Schild, Fuchs und Eidechse. Endlich fügte Lacaille bei seinem Aufenthalt am Kap der Guten Hoffnung 1750 noch 12 neue Sternbilder hinzu: Bildhauerwerkstatt, Chemischer Ofen, Pendeluhr, Fadennetz, Grabstichel, Tafelberg, Malerstaffelei, Luftpumpe, Zirkel, Oktant, Teleskop und Mikroskop.

Außer den hier aufgeführten Sternbildern sind noch eine Zahl andrer in Vorschlag gebracht, aber nicht allgemein adoptiert worden, z. B. von Halley die Karlseiche, von Kirch das Brandenburger Zepter, von Poczobut der Poniatowskische Stier, von Flamsteed das Herz Karls II., von Bode die Friedrichsehre, von Le Monnier das Rentier (zur Erinnerung an die lappländische Gradmessung), von Lalande die Katze und der Erntehüter (Custos Messium, zu Ehren des Kometenentdeckers Messier).

Auf den neuern Sternkarten werden meist nach dem Vorgang von Argelander die seit Hevel vorgeschlagenen Sternbilder nicht mehr eingezeichnet, und auch von den ältern pflegt man die Umrisse nur leicht anzudeuten, während ältere Kartenzeichner die Figuren sehr eingehend darstellten.

Eine Kenntnis der Sternbilder des Himmels verschafft man sich am besten mit Hilfe einer Sternkarte und zwar für den Anfang einer Übersichtskarte, auf der man, von einem bekannten Sternbild ausgehend, die hellern Sterne und Sterngruppen durch Linien verbindet, welche Konstruktion man dann am Himmel nach dem Augenmaß nachahmt (sogen. Alignement). Geht man z. B. von dem auffälligen Sternbild des Wagens (Großen Bären) aus, und verlängert man die durch die beiden Hinterräder (die Sterne β und α) gezogene Linie nach obenhin um das Fünffache, so trifft man auf den Polarstern im Kleinen Bären, welcher wieder ungefähr in der Mitte zwischen dem Stern α des Großen Bären und dem Stern β der Cassiopeja liegt, deren fünf Hauptsterne ein flaches W bilden, woran man sie leicht erkennt. Verlängert man dagegen den durch die Sterne ε, ζ und η des Großen Bären angedeuteten Bogen, so gelangt man zu dem Stern Arcturus im Bootes, etc. Hat man auf diese Weise die hellern Sterne, etwa bis zu dritter Größe, kennen gelernt, so sucht man mit Hilfe einer speziellern Sternkarte auch die kleinern auf.

Den Gebrauch unsrer Sternkarte erleichtert das umstehende Register.

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Register der auf der Karte dargestellten Sternbilder.

Die zweite Kolumne bezeichnet die „Deklination“, d. h. Abweichung vom Himmelsäquator nördlich (N.) oder südlich (S.) nach den Polen zu in Graden von 1 bis 90 (entsprechend der geographischen Breite eines Erdpunktes); in der Karte vermöge der von 30 zu 30° ausgezogenen Kreise und der auf der Kolur der Nachtgleichen angegebenen Skala von 10 zu 10° zu bestimmen.

Die dritte Kolumne bezeichnet die „Rektaszension“ oder „gerade Aufsteigung“, d. h. Entfernung östlich von der Kolur der Frühlings-Nachtgleiche, ausgedrückt in den Gradzahlen 1–360 des Himmelsäquators (entsprechend der geographischen Länge eines Erdpunktes); in der Karte zu ermitteln durch die vom Nordpol aus den Äquator von 30 zu 30° durchschneidenden Linien.

Die vierte Kolumne gibt die Rektaszension in Stunden an, von denen je zwei 30 Graden des Himmelsäquators entsprechen, im Rande der Karte bezeichnet mit römischen Zahlen (I–XXIV).

Sternbilder und einzelne Sterne	Deklination	Rekt­aszension in Graden	Rekt­aszension in Stunden
Adler	6–14 N.	280–300	XIX–XX
Aldebaran (Stier)	16 N.	67	IV
Alderamin (Cepheus)	62 N.	319	XXI
Algol (Medusenhaupt)	40 N.	45	III
Alphard (Wasserschlange)	8 S.	140	IX
Altair (Adler)	8,5 N.	295	XX
Andromeda	23–50 N.	340–30	XXIII–II
Antares (Skorpion)	26 S.	245	XVI
Antinous	5 S.–2 N.	284–300	XVIII–XX
Arcturus (Bootes)	20 N.	212	XIV
Atair oder Altair (Adler)	8,5 N.	295	XX
Auriga oder Fuhrmann	30–56 N	70–110	V–VII
Bär, Großer	30–70 N.	119–207	VIII–XIV
Bär, Kleiner	66–90 N.	17–300	I–XX
Becher	7–22 S.	160–180	X–XII
Bellatrix (Orion)	6 N.	79	V
Beteigeuze (Orion)	7,5 N.	87	VI
Bootes	8–52 N.	202–238	XIV–XVI
Capella (Fuhrmann)	46 N.	76	V
Cassiopeja	50–76 N.	343–48	XXIII–III
Castor (Zwillinge)	32 N.	111	VII
Cepheus	57–78 N.	290–98	XX–VII
Delphin	10–16 N.	306–310	XX–XXII
Deneb (Schwan)	45 N.	309	XXI
Denebola (Löwe)	15 N.	175	XII
Drache	50–80 N.	80–315	V–XXI
Einhorn	10 N.–12 S.	88–129	VI–VIII
Eridanus	3–25 S.	36–74,5	II–IV
Fische	7 S.–29 N.	341–29	XXIII–II
Fuhrmann od. Auriga	30–56 N.	70–110	V–VII
Füllen	2–10 N.	312–319	XXI
Gemma (Krone)	27 N.	282	XV
Großer Bär	30–70 N.	119–207	VIII–XIV
Großer Hund	10–30 S.	90–110	VI–VIII
Großer Wagen	30–70 N.	119–207	VIII–XIV
Hase	15–27 S.	70–90	V–VI
Herkules	15–47 N.	243–265	XVI–XVIII
Herz Karls II.	39,5 N.	191,5	XII–XIV
Hund, Großer	10–30 S.	90–110	VI–VIII
Hund, Kleiner	2–9 N.	106–120	VII–VIII
Hyaden (Stier)	15 N.	65	IV
Hydra (Wasserschlange)	30 S.–10 N.	120–220	VIII–XV
Jungfrau	1O N.–10 S.	170–230	XI–XV
Kleiner Bär oder Kleiner Wagen	60–90 N.	17–300	I–XX
Kleiner Hund	2–9 N.	106–120	VII–VIII
Krebs	10–33 N.	117–137	VIII–IX
Krippe	20 N.	128	VIII
Krone	31–39 N.	228–244	XIV–XVI
Leier	30–40 N.	272–290	XVIII–XX
Löwe	0–30 N.	140–180	IX–XII
Medusenhaupt	40 N.	45	III
Ophiuchus	13 N.–26 S.	240–280	XVI–XVII
Orion	15 N.–10 S.	69–95	V–VI
Pegasus	5,5–33 N.	318–380	XXII–XXIV
Perseus	30–57 N.	22–68	II–IV
Plejaden	24 N.	54	IV
Polarstern (Kleiner Bär)	88,5 N.	17	I
Pollux (Zwillinge)	28,5 N.	114	VIII
Procyon (Kleiner Hund)	6 N.	113	XI
Regulus (Löwe)	13 N.	150	X
Rigel (Orion)	8,5 S.	76,5	V
Schiff Argo	15–30 S.	108–150	V–X
Schlange	19 N.–16 S.	230–280	XV–XVIII
Schlangenträger oder Ophiuchus	13 N.–26 S.	240–280	XVI–XVIII
Schütze	18–26 S.	265–300	XVIII–XX
Schwan	30–55 N.	290–330	XX–XXI
Sextant	7 N.–8 S.	140–160	VIII–X
Siebengestirn oder Plejaden	24 N.	54	IV
Sirius (Großer Hund)	16,5 S.	100	VII
Skorpion	8–40 S.	220–260	XIV–XVII
Spica (Jungfrau)	10,5 S.	200	XIII
Steinbock	9–26 S.	301–326	XX–XXII
Stier	6–25 N.	46–87	III–VI
Triangel	34 N.	29	II
Wage	6–20 S.	220–240	XIV–XVI
Wagen, Großer, oder Großer Bär	30–70 N.	119–207	VIII–XIV
Wagen, Kleiner, oder Kleiner Bär	60–90 N.	17–300	I–XX
Walfisch	3 N.–30 S.	0–48	0–III
Wassermann	0–25 S.	310–360	XXI–XXIV
Wasserschlange	10 N.–30 S.	120–220	VIII–XV
Wega	39 N.	278	XIX
Widder	11–27 N.	25–50	II–IV
Zaurak (Eridanus)	14 S.	58	IV
Zwillinge	17–30 N.	90–120	VI–VIII

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[321] aufgelöst ist als bei uns, zeigen sich auch die F. meist mit ruhigem, planetarischem Licht, und nur in geringern Höhen über dem Horizont sowie beim Herannahen der Regenzeit macht sich zuweilen ein Funkeln bemerklich.

Größenklassen der F. Nach ihrer scheinbaren Helligkeit teilt man die F. in solche 1., 2., 3. etc. Größe und steigt bisweilen bis zur 20. herab. Für mittlere Sehkraft sind nur die F. 1.–5., für sehr scharfe Augen noch Sterne 6.–7. Größe sichtbar, während die übrigen nur dem Teleskop erreichbar sind und daher teleskopische Sterne heißen. Diese Bestimmung der Größe beruht aber bis jetzt meist nicht auf wirklicher Messung, weshalb auch, namentlich bei schwächern Sternen, nicht unbeträchtliche Verschiedenheiten in den Angaben verschiedener Beobachter stattfinden. Dessenungeachtet hat man noch Zwischenklassen eingeführt, und öfters wird jede Größenklasse in zehn Stufen geteilt. Die Anzahl der F. erster Größe beträgt 18, wovon 8 am nördlichen Himmel stehen.

Bezeichnung der F. Die in den Katalogen verzeichneten Sterne der neun ersten Klassen und eine verhältnismäßig kleine Anzahl aus den folgenden haben besondere astronomische Bezeichnungen; die ausgezeichnetern Sterne aber haben auch besondere Namen, welche teils von den Griechen und Römern, wie Arcturus, Regulus, Sirius, teils von den Arabern, z. B. Deneb, Beteigeuze, herrühren, während andre neuern Ursprungs sind. Da aber diese Namen nicht ausreichen, so bezeichnen die Astronomen seit Bayer und Doppelmayer die Sterne in jedem Sternbild besonders durch griechische oder lateinische Buchstaben, welche zu dem Namen des Sternbildes gesetzt werden, z. B. β Tauri, α Ophiuchi. Dabei gibt die alphabetische Ordnung der Buchstaben zugleich annähernd die Abstufung des Glanzes oder der Größe an, weshalb die Sterne erster Größe gewöhnlich mit α bezeichnet sind. Da aber auch die Buchstaben bei weitem nicht für alle Sterne eines Bildes ausreichten, so nahm man endlich die Bezifferung zu Hilfe, wobei abermals jedes Sternbild besonders zählt und die Aufeinanderfolge der Zahlen die der geraden Aufsteigung ist. Daher kommt es, daß manche Sterne drei Bezeichnungen haben: den Namen, den Buchstaben und die Zahl; andre nur die Buchstaben und die Zahl, noch andre nur die Zahl. Wo indes eine der beiden ersten Bezeichnungen vorhanden ist, pflegen die letztern seltener gesetzt zu werden. Die bei weitem größte Zahl der teleskopischen Sterne entbehrt auch der letzten Bezeichnung durch die Zahl, und nur die Rektaszension und Deklination selbst oder in einigen besondern Fällen die Stellung gegen größere Sterne dient zu ihrer nähern Bestimmung.

Die F. der ersten Größe sind: a) Nördlich vom Äquator: 1) Wega oder α der Leier, 2) Capella oder α des Fuhrmanns, 3) Arcturus oder α des Bootes, 4) Aldebaran oder α des Stiers, 5) Beteigeuze oder α des Orion, 6) Regulus oder α des Löwen, 7) Atair oder α des Adlers, 8) Procyon oder α des Kleinen Hundes. b) Südlich vom Äquator: 9) Sirius oder α des Großen Hundes, 10) Rigel oder β des Orion, 11) Spica (Azimech) oder α der Jungfrau, 12) Antares oder α des Skorpions, 13) Fomahaud oder α des südlichen Fisches, 14) Canopus oder α des Schiffs Argo, 15) Acharnar oder α des Eridanus, 16) α des Centauren, 17) β des Centauren, 18) α des südlichen Kreuzes. Die vier letzten der südlichen Sterne erster Größe sind über den 50.° nördl. Br. hinaus nicht mehr sichtbar. Die Sterne erster Größe sind nahezu gleichmäßig über beide Halbkugeln des Himmels verbreitet, und auch bei den Sternen zweiter und dritter Größe ist dies der Fall. Dagegen findet zwischen beiden Hemisphären der merkwürdige Unterschied statt, daß, während auf der nördlichen Halbkugel beiläufig alle Gegenden gleich reichlich mit größern Sternen versehen sind, in der südlichen sie mehr in Massen zusammentreten und verhältnismäßig sternenleere Regionen zwischen sich lassen. Argelander zählt nördlich vom Himmelsäquator:

Mit bloßen Augen werden am Himmel ca. 5000 Sterne 1.–6. Größe gesehen und zwar nur am Äquator, wo der Blick des Beschauers von Pol zu Pol reicht. In den Polargegenden dürfte diese Zahl sich auf die Hälfte reduzieren, in Berlin auf etwa 4200. Rechnet man aber die teleskopischen Sterne hinzu, so bekommt man außerordentlich große Zahlen. An gewissen Stellen des Himmels, z. B. in der Milchstraße, stehen die Sterne so dicht gedrängt, daß sie nicht zu zählen sind, und manche Nebelflecke lösen sich in sehr vergrößernden Teleskopen ebenfalls in Tausende von Sternen auf. Der ältere Herschel sah in einem Raum von 30 Quadratgraden, in der Gegend der Keule des Orion, über 50,000 Sterne und in seinem 20füßigen Reflektor in 41 Zeitminuten ca. 258,000 Sterne passieren. Nach Struves Schätzung dürften in dem 20füßigen Herschelschen Spiegelteleskop am ganzen Himmel 20,374,000 Sterne sichtbar sein, und Herschel schätzte die Zahl der in seinem 40füßigen Spiegelteleskop allein in der Milchstraße sichtbaren Sterne auf 18 Mill. Wenn trotz dieser ungeheuern Quantität des Sternenlichts der Himmel nicht im Sonnenglanz strahlt, so erklärt sich dies nach Olbers daraus, daß der Weltenraum nicht leer, sondern mit einem feinen Stoff, dem Äther, erfüllt ist, der das hindurchgehende Licht schwächt.

Farben der F. Schon mit bloßem, noch mehr aber mit bewaffnetem Auge nimmt man eine Verschiedenheit der Farbe an den Fixsternen wahr, welche nicht wenig dazu beiträgt, die Pracht des gestirnten Himmels zu erhöhen. Fast alle Regenbogenfarben scheinen am Himmel vertreten zu sein, vornehmlich jedoch die rote und blaue. Die meisten F., größere wie kleinere, sind weiß und zwar einige, wie Sirius, Wega, Deneb, Regulus und Spica, ganz entschieden, andre weniger bestimmt; dabei ist bemerkenswert, daß Sirius im Altertum zu den roten Sternen gezählt wurde. Aldebaran, Arcturus, Antares und besonders Beteigeuze erscheinen rötlich, Procyon, Capella und Atair gelblich. Unter den beiden hellen Sternen der Zwillinge ist Kastor grünlich, Pollux rötlich; α des Kleinen Bären (der Polarstern) ist gelblich, mehr noch β des Kleinen Bären. α des Großen Bären ist rot und verändert (nach Klein u. a.) diese Farbe innerhalb gewisser Grenzen. Unter den kleinern Sternen ist Mira Ceti durch seine rote Farbe ausgezeichnet; ein bläulicher Stern ist unter andern η der Leier. Der durch seinen Wechsel in Farbe und Lichtstärke berühmte Stern η des Argus war bis 1843 noch rötlichgelb und zeigte sich 1850 in rötlicherm Licht als der Planet Mars. Ein Hauptmerkmal, wodurch sich die F. von den Planeten und Kometen unterscheiden, besteht darin, daß ihr Licht ein eignes, kein anderswoher erborgtes ist. Schon die große Intensität ihres Lichtglanzes bei ihrer ungeheuern Entfernung spricht dafür. Die neueste [322] physische Astronomie hat indes noch einen direktern Beweis dafür gefunden. Das Licht der F. zeigt sich nämlich, wie das unsrer Sonne, die selbst in ihre Klasse gehört, völlig unpolarisiert, während jedes reflektierte Licht sich durch seine Polarisation als solches verrät. Nicht minder schlagend zeigt die spektroskopische Untersuchung, daß das Licht der F. ein eignes sein muß.

Entfernung der F. Bis vor kurzem konnte die Frage nach der Entfernung der F. von der Erde oder Sonne, von deren Beantwortung unsre ganze Vorstellung über das Weltgebäude wesentlich abhängt, nur hypothetisch beantwortet werden. Indessen ist es in neuerer Zeit gelungen, von einer Anzahl F. die jährliche Parallaxe (vgl. Parallaxe) zu bestimmen, und man weiß nun, daß von allen diesen Sternen α im Centauren, ein Stern der südlichen Himmelshalbkugel, uns am nächsten steht. Das Licht braucht, um von ihm zu uns zu gelangen, 31/2 oder nach Gills Bestimmung 41/3 Jahre, und diese Entfernung, welche man auch eine Sternweite nennt, ist die untere Grenze, unterhalb welcher kaum ein Fixstern stehen dürfte. Nach Herschels Vermutung gibt es Sterne, deren Licht erst in mehreren Jahrtausenden zu uns gelangt. Früher glaubte man, daß die hellsten F. auch die uns nächsten seien; dies hat sich aber durchaus nicht bestätigt. Kennt man die Entfernung eines Sterns und seinen scheinbaren Halbmesser, so läßt sich daraus leicht der wahre Halbmesser des Sterns berechnen. Bis jetzt ist es indes unmöglich, die Größe des scheinbaren Halbmessers bei Fixsternen zu messen, da sie sich selbst in stark vergrößernden Fernrohren nur als Punkte darstellen.

Im bisherigen war nur von solchen Sternen die Rede, die einzeln unterschieden werden können. Allein schon das freie Auge nimmt in heitern, mondfreien Nächten einen weißlichen Schimmer wahr, der sich über das Himmelsgewölbe hinzieht und es wie ein Gürtel umschließt. Dies ist die Milchstraße, die Via lactea der Alten. Sie zeigt sich am stärksten und glänzendsten in der Gegend des Schwans, wo sie an einigen Stellen doppelt ist; von dort geht sie durch den Kopf des Cepheus, die Kassiopeia, den Perseus, Fuhrmann hindurch, an den Grenzen des Stiers und der Zwillinge sowie am Orion vorüber zum Einhorn, durch das Schiff Argo, die Karlseiche, das südliche Kreuz, den Triangel und Altar. Beim Schwanz des Skorpions teilt sie sich in zwei Arme, von denen der eine den Skorpion, Ophiuchus, den Poniatowskischen Stier und die Gans, der andre den Sobieskischen Schild, den Altar, Pfeil und Fuchs durchzieht. Im Sternbild des Schwans stoßen beide wieder zusammen. Vom Nordpol bleibt die Milchstraße, abgesehen von einem schwachen Arm, den sie gegen denselben aussendet, gegen 30° entfernt, dem Südpol nähert sie sich etwas mehr; ihre Breite ist in verschiedenen Teilen sehr verschieden und schwankt zwischen 4 und 22°, doch erscheint sie im Fernrohr um 6–7° breiter als dem unbewaffneten Auge. Die geringste Breite hat sie in der Nähe des südlichen Kreuzes, die größte zwischen dem Schlangenträger und Antinous. An manchen Stellen sendet sie Arme seitlich aus, die sich teils plötzlich, teils allmählich verlieren, den mächtigsten in der Nähe des südlichen Kreuzes, welcher den Centauren und den Wolf durchzieht und nach einem Laufe von etwa 30° endet. An einigen Gegenden dieses Gürtels gewahrt man, besonders am südlichen Himmel, dunklere Stellen inselartig verteilt, wogegen es auch vorzüglich helle Stellen gibt, z. B. unter dem Pfeil im Sobieskischen Schild, am Schwertgriff des Perseus. Die genauesten Untersuchungen über den scheinbaren Lauf und die Ausdehnung der Milchstraße hat Heis angestellt und die Resultate in seinem „Neuen Himmelsatlas“ (Köln 1872) niedergelegt. Schon die Alten hegten die Meinung, der Schimmer der Milchstraße entstehe durch den vereinigten Glanz unzähliger dicht zusammengehäufter Sterne; aber erst der ältere Herschel wies die Richtigkeit dieser Ansicht mit Hilfe seiner großen Teleskope überzeugend nach und gab zugleich weitere Aufklärungen über diese Erscheinung. Die Milchstraße besteht hiernach aus einer sehr großen, dicht gedrängten Anzahl kleiner und kleinster Sterne, die aber durch die einzelnen Teile des Gürtels ungleich verteilt sind. Im Hintergrund zeigt sich auch für die stärksten Fernrohre ein weißlicher, zusammenfließender Schimmer, welcher auf eine noch viel größere Zahl von Sternen deutet, deren Auflösung in einzelne Punkte unsern Instrumenten unmöglich ist. Während aber die Milchstraße und ihre benachbarten Regionen weit reichlicher mit teleskopischen Sternen besetzt sind als die von ersterer entfernten Teile des Himmels, kommen dagegen die dem bloßen Auge sichtbaren Sterne an dem Milchstraßengürtel nur wenig häufiger als anderwärts vor.

Schon mit unbewaffnetem Auge gewahrt man an mehreren Stellen des Himmels einen matten Schimmer, welcher die Dunkelheit des Himmelsgrundes vermindert, sowie auch Sterne, welche nicht als scharfe und bestimmte Lichtpunkte, wie die meisten übrigen, sondern gleichsam verwaschen sich zeigen. Das Fernrohr zeigt diese Erscheinung viel häufiger und bestimmter. Das bewaffnete Auge erblickt solche lichte, nebelartige Stellen am Himmel, Nebel oder Nebelflecke, in allen Größen und Formen, von mehreren Graden bis zu einigen Sekunden Ausdehnung, von der runden oder elliptischen Gestalt bis zur gänzlichen Regellosigkeit und Unförmlichkeit (vgl. Nebel). Viele von ihnen sind bei starker Vergrößerung in einzelne Sterne auflösbar; aber eine sehr große Anzahl von Nebeln bleibt noch übrig, bei denen nicht die geringste Annäherung zu einer Auflösung wahrgenommen werden kann. Die vollkommen auflösbaren Nebelflecke führen den besondern Namen Sternhaufen; unter ihnen finden sich einige, in denen wir über 10,000 Sterne unterscheiden können. Gewöhnlich ist die Mitte dichter und reichlicher mit hellern Sternen besetzt als die seitlichen Teile; in einigen seltenern Fällen tritt ein Stern, gleichsam als Zentralstern, merklich hervor. Einige Gegenden des Himmels sind ausgezeichnet reich an Nebelflecken und Sternhaufen, während diese in andern fast ganz fehlen. Die meisten Sternhaufen liegen in der Nähe und selbst im Gürtel der Milchstraße. Fast nirgends geht ihre Verbreitung weiter als 10–15° über den Saum der Milchstraße hinaus, meist bricht sie bei dieser Grenze plötzlich ab. In vorzüglicher Menge kommen die Sternhaufen zwischen dem Skorpion und dem Schützen und in der Gegend zwischen den Zwillingen, den Füßen des Fuhrmanns und dem Stier, hinabwärts nach dem Orion und dem Einhorn vor. Hier ragt ihre Verbreitung auf der einen Seite bis in den Leib der Zwillinge, auf der andern bis in den Kopf des Stiers. Dagegen ist die Gegend des Antinous von Sternhaufen fast ganz entblößt. Die eigentlichen Nebelflecke scheinen dagegen anders verteilt zu sein; doch scheint es nach D’Arrest noch nicht an der Zeit, jetzt schon bestimmte Regeln hierüber auszusprechen.

[323] An mehreren Stellen des Himmels, wo das freie Auge nur einen einfachen Stern wahrnimmt, bemerkt man mit dem Fernrohr zwei oder auch mehr einander sehr nahe stehende Sterne. Man bezeichnete solche nur durch das Fernrohr zu trennende Sterne als Doppelsterne oder, wo drei und mehr zusammenstanden, als mehrfache Sterne, eine Benennung, die sich zunächst bloß auf die äußere Erscheinung bezog und die Entscheidung, ob solche Sterne wirklich in einer nähern gegenseitigen Verbindung stehen, unberührt ließ. Es blieb vorderhand ganz unentschieden, ob die Doppelsterne nahe nebeneinander oder nur von unserm Standpunkt aus in fast gleicher Richtung hintereinander, vielleicht in sehr großem wirklichen Abstand, zu denken seien. Nähere Untersuchungen zeigen jedoch, daß mehrere Doppel- und vielfache Sterne nicht bloß scheinbar, sondern wirklich einander verhältnismäßig sehr nahe stehen; man nannte diese letztern physische Doppelsterne und unterschied von ihnen die bloß scheinbar benachbarten als optische Doppelsterne. Herschel der ältere teilte die Doppelsterne nach der von ihm beobachteten Distanz in vier Klassen, deren erste die Sterne bis 4 Sekunden, die zweite bis 8 Sekunden, die dritte bis 16 Sekunden, die vierte bis 32 Sekunden Distanz enthielt, in welcher Progression fortschreitend erst die achte Klasse Sterne von 5–8 Minuten Abstand umfaßt, die vom scharfen, unbewaffneten Auge noch unterschieden werden können. Struve bezeichnet im allgemeinen bloß die ersten vier Herschelschen Klassen, also bis zu 32 Sekunden mittlerer oder bis jetzt beobachteter Distanz, als Doppelsterne, macht aber darunter acht Abteilungen. Er durchmusterte von 1824 bis 1835 mit dem großen Fraunhoferschen Refraktor den in Dorpat sichtbaren Himmel bis zu 15° südlicher Abweichung, etwa 120,000 Sterne, und fand unter diesen 3112 Doppelsterne seiner acht Klassen, was ungefähr die sechsfache Zahl aller vor ihm mit der Distanz von höchstens 32 Sekunden bekannten ist. Diese verzeichnete er in seinem Katalog vom Jahr 1827, und 1837 erschien sein Hauptwerk: „Mensurae micrometricae stellarum duplicium“, welches die wiederholten Mikrometermessungen von 2641 Doppelsternen, durchschnittlich jeden viermal bestimmt, enthält. Von den ca. 6000 gegenwärtig bekannten Doppelsternen sind ein Zehntel als sich bewegend, mithin als physische Doppelsterne erkannt worden. Nach dem jetzigen Stande der Beobachtungen scheint sich die größte Anzahl der Doppelsterne auf der nördlichen Halbkugel des Himmels und zwar in der Andromeda, dem Bootes, Großen Bären, Luchs und Orion zu befinden; die südliche Halbkugel des Himmels außerhalb des südlichen Wendekreises ist nach dem jüngern Herschel arm daran. Eine merkwürdige Eigentümlichkeit der Doppelsternsysteme ist die Farbenverschiedenheit, welche häufig zwischen den zusammengehörigen Sternen stattfindet. Struve fand, daß von 596 Doppelsternen bei 375 Paaren beide Sterne gleich hell und gleichfarbig und zwar weiß sind; 101 Doppelsterne zeigen ähnliche Farben der Komponenten, und bei 120 Paaren, also einem Fünftel der ganzen untersuchten Anzahl, sind beide Sterne von ganz verschiedener Farbe, meist gelb und blau oder auch grün und blau. Von einer Anzahl Doppelsterne hat man Bahnen- und Umlaufszeiten berechnet, und nachstehend geben wir eine Tabelle solcher Bahnen. Es bezeichnet dabei ☊ den Knoten, d. h. den Positionswinkel der Durchschnittslinie der Himmelskugel (oder ihrer Tangentialebene am Hauptstern) und der Bahnebene (der Knotenlinie); λ die Entfernung des Knotens vom Periastron; γ die Neigung der Bahnebene gegen die Himmelskugel; e die Exzentrizität; T die Zeit des Durchganges durch das Periastron; P die Umlaufszeit (Periode) in Jahren; a die scheinbare große Halbachse der Bahn in Bogensekunden.

[Hier folgt in der Vorlage eine Tabelle, siehe unten.]

Die Erfahrung zeigt, daß auch hier die Bewegung, ebenso wie im Sonnensystem, nach dem Gravitationsgesetz von statten geht.

Eine ziemliche Anzahl von Fixsternen zeigt eine periodische Veränderlichkeit des Glanzes, bisweilen, wie schon bemerkt wurde, auch einen damit zusammenhängenden Farbenwechsel. Bei einigen hat man bereits die Dauer der Wechselperioden gemessen, andre erleiden dagegen seit mehreren Jahrzehnten oder auch Jahrhunderten entweder eine bloße Ab- oder Zunahme, andre zeigten den Lichtwechsel nur einmal [324] und blieben seitdem unverändert. Einer der merkwürdigsten veränderlichen Sterne, der deshalb auch Mira, d. h. der Wunderbare, genannt wird, ist der Stern ο im Hals des Walfisches, dessen periodische Veränderlichkeit schon 1638 erkannt ward. Bei ihm haben sich Perioden der Perioden ergeben, indem die verschiedenen Maxima und Minima durchaus verschieden sind. Er sinkt nämlich zur Zeit des Minimums zu einem Stern 11.–12. Größe herab, wächst aber zuweilen fast zu einem Stern 1. Größe an, während er zu andern Zeiten sein Maximum schon als Stern 4. Größe erreicht. Aus zahlreichen Beobachtungen ergeben sich 331 Tage 20 Stunden als Zeit der ganzen Periode, in der sich alle Veränderungen wiederholen. Der Stern β des Perseus, auch Algol genannt, erreicht sein Minimum bei 4. Größe und wächst bis zu einem Stern 2.–3. Größe an. In dieser Größe bleibt er 2 Tage 12 Stunden lang, in 8–9 Stunden nimmt er wieder bis zur 4. Größe ab. Die Dauer seiner Periode hat (nach Argelander) bis 1855 eine geringe Verkürzung erfahren (1784: 2 Tage 20 Stunden 48 Minuten 59,42 Sekunden, 1855 nur 2 Tage 20 Stund. 48 Min. 52,41 Sek.), wächst aber seitdem wieder. Eine ebenfalls kurze und ziemlich gleichförmige Periode hat η des Adlers; sie währt nur 7 Tage 4 Stund. 14 Min. 11 Sek. Im Minimum ist er ein Stern 5.–4. Größe; dann nimmt er erst langsam, darauf rascher und zuletzt wieder langsamer an Lichtstärke zu, bis er nach 2 Tagen 9 Stund. sein Maximum als Stern 3.–4. Größe erreicht hat, von wo ab er ungleichmäßig wieder zum Minimum abnimmt. Stern β der Leier hat zwei Maxima und zwei Minima, doch schwankt er nur zwischen 3.–4. und 4.–5. Größe. Vom kleinsten Minimum steigt er in 3 Tagen 2 Stund. zum ersten Maximum, von dem er in 3 Tagen 7 Stund. bis zum zweiten Minimum abnimmt. Von hier ab wächst er in 3 Tagen 3 Stund. zum zweiten Maximum, um von hier ab in 3 Tagen 12 Stund. zur geringsten Helligkeit herabzusinken. Die ganze Periode betrug 1840: 12 Tage 21 Stund. 46 Min. 40 Sek., während sie 1784 um 21/2 Stunden, 1817 und 1818 um ca. 1 Stunde kürzer erfunden ward. Stern δ des Cepheus hat eine Periode von 5 Tagen 8 Stund. 47 Min. 40 Sek. und zeigt unter allen veränderlichen Sternen die größte Regelmäßigkeit. Seine Helligkeit schwankt zwischen 4.–3. und 5.–4. Größe. Bei noch vielen andern Sternen ist die Veränderlichkeit bestimmt beobachtet, bei noch mehreren nur vermutet worden, ohne bis jetzt genau bestimmt zu sein. So fand Halley den Stern η des schönen Sternbildes Argus am südlichen Himmel 1677 von 4., Lacaille 1751 von 2. Größe, und von dieser ging derselbe wieder zu 4. Größe zurück. Nach vielen Schwankungen in der Lichtstärke, die jedoch seit 1822 nicht unter die eines Sterns 2. Größe herabsank, war der Stern 1843 fast dem Sirius gleich, nahm dann langsam ab und war 1865 kaum mehr mit freiem Auge zu sehen. Auch Capella scheint an Helligkeit zugenommen zu haben, denn sie ist jetzt heller als Wega, was früher nicht der Fall war. Bemerkenswert ist noch, daß die meisten veränderlichen Sterne rot sind, doch gibt es auch weiße; außerdem sind Sterne aller Größen veränderlich, häufiger jedoch die der niedern Größen.

Nicht weniger rätselhaft sind die plötzlich erschienenen und meist wieder verschwundenen, die sogen. temporären Sterne. Das plötzliche Aufleuchten eines solchen Sterns im Sternbild des Skorpions 134 v. Chr., der auch in China beobachtet wurde, soll Hipparch zur Anfertigung seines Sternkatalogs veranlaßt haben. Ferner beobachteten in der ersten Hälfte des 9. Jahrh. arabische Astronomen einen neuen Stern im Skorpion, dessen Licht dem des Mondes in seinen Vierteln geglichen haben soll, und welcher nach vier Monaten wieder verschwand. Von einer Anzahl solcher Sterne berichtet ferner die chinesische Chronik „Ma tuan lin“, aber erst seit Tycho Brahe haben wir genaue und zuverlässige Nachrichten über dergleichen Erscheinungen. Am 11. Nov. 1572 erblickte Brahe in der Kassiopeia eines Abends einen überaus hellen Stern, den er früher nie bemerkt hatte. Derselbe übertraf in der ersten Zeit seiner Sichtbarkeit alle F. und selbst Venus an Glanz und ward auch bei Tage bequem gesehen sowie des Nachts durch mäßige Wolken. Im Dezember 1572 fing er an schwächer zu werden, im Januar 1573 war er weniger hell als Jupiter; im April d. J. erschien er als ein Stern 2., im Juli und August 3. und im Oktober und November 4. Größe, zu Anfang 1574: 5.–6. Größe, und im März war er bereits für das unbewaffnete Auge verschwunden, nachdem er 17 Monate hindurch geleuchtet hatte. Im J. 1604 sah Kepler im rechten Fuß des Ophiuchus einen neuen Stern; derselbe übertraf an Glanz alle F. 1. Größe, nahm zu Anfang des folgenden Jahrs an Glanz ab und verschwand zu Anfang 1606 spurlos. Im J. 1670 entdeckte Anthelm am Kopf des Fuchses einen neuen Stern 3. Größe, welcher von Juni bis August leuchtete und dann verschwand, im März 1671 wieder als Stern 4. Größe und nochmals im folgenden März als Stern 6. Größe sich zeigte, seitdem aber vergeblich gesucht worden ist. Ferner entdeckte Hind in London 28. April 1848 einen neuen rötlichgelben Stern 5. Größe im Ophiuchus. Derselbe war 1850 kaum 11. Größe und dem Verschwinden nahe. Zu den merkwürdigsten Erscheinungen der Neuzeit gehört auch das plötzliche Anwachsen eines kleinen Sterns 9.–10. Größe im Sternbild der Nördlichen Krone in der Nacht vom 12. zum 13. Mai 1866 zu einem Stern 2. Größe. Derselbe erschien in den darauf folgenden Tagen mit einem schwachen nebligen Duft umgeben, nahm rasch wieder an Licht ab und war 20. Mai schon nicht mehr dem bloßen Auge sichtbar. Ferner gehört hierher ein von Schmidt 24. Nov. 1876 östlich vom Stern ρ im Schwan entdeckter Stern 3. Größe von goldgelber Farbe, dessen Glanz so rasch abnahm, daß er in 21 Tagen dem bloßen Auge nicht mehr sichtbar war. Endlich ist auch noch das Erscheinen eines Sterns 6.–7. Größe im Andromedanebel zu erwähnen, der am 17. Aug. 1885 zuerst bemerkt wurde, Mitte Oktober aber bereits unter 10. Größe herabgesunken war, sowie das Auftreten eines neuen roten Sterns 6. Größe im Orion, der am 13. Dez. 1885 durch Gorn entdeckt wurde. Die temporären Sterne gehören zu den seltenen Erscheinungen; in den letzten 2000 Jahren sind deren 25 mit einiger Sicherheit zu verzeichnen. Weniger sicher konstatiert als das plötzliche Aufleuchten ist das Verschwinden früher gesehener Sterne.

Für die periodisch veränderlichen Sterne bieten sich aus der Analogie unsers Sonnensystems zwei Erklärungen dar: die Rotationsbewegung und die Umdrehung eines dunkeln planetarischen Körpers um den hellern. Im ersten Fall muß man sich vorstellen, daß der Fixstern nur mit einer Seite, vielleicht nur um einen Punkt seiner Oberfläche herum, stark leuchte, während die übrigen Teile einen schwachen oder bei verschwindenden Sternen vielleicht auch gar keinen Glanz haben. Wo die Veränderung nur gering ist, [325] kann man auch annehmen, daß die eine Seite bloß mit zahlreichern Flecken besetzt sei als die andre. Sind diese Flecke veränderlich, wie an unsrer Sonne, so kommt nur eine schwankende oder auch gar keine bestimmte Periode der Veränderlichkeit heraus, und das Maximum und Minimum ist nicht jedesmal dasselbe; eine genau innegehaltene Periode deutet hingegen auf konstante Flecke. Diese von mehreren Astronomen empfohlene Annahme erklärt zwar nicht alles, namentlich bleibt der Umstand unaufgeklärt, daß die Abnahme des Lichts vielfach merklich langsamer erfolgt als die Zunahme. Die zweite Annahme scheint bei Algol und einigen andern in der Neuzeit entdeckten veränderlichen Sternen der Wahrheit am nächsten zu kommen. Ist sie die richtige, so beobachten wir alle 69 Stunden eine Algolsverfinsterung, welche durch einen dunkeln Körper bewirkt wird, der etwa 8 Stunden braucht, um über die uns zugekehrte Seite Algols zu passieren. Diese Umlaufsbewegung müßte dann zugleich in einer Ebene erfolgen, welche ganz oder nahezu durch das Sonnensystem geht, weil wir außerdem die Bedeckung nicht wahrnehmen könnten. Dem Gesetz der Gravitation wäre es übrigens durchaus nicht widersprechend, wenn der leuchtende Körper selbst als der umlaufende, ein dunkler dagegen als der ruhende Zentralkörper angenommen würde. Die Lichtschwächung würde dann erfolgen, wenn sich Algol auf die von uns abgewendete Seite seines dunkeln Gebieters entfernte und sich dadurch unsern Augen teilweise entzöge. Was die Erscheinung der temporären Sterne betrifft, so handelt es sich bei ihnen vielleicht um eine plötzliche Licht- und Wärmeentwickelung größten Maßstabes, möglicherweise durch den Zusammenstoß mehrerer Himmelskörper hervorgerufen, vielleicht auch nur um einen periodischen Lichtwechsel, dessen einzelne Phasen sich unsrer Beobachtung entziehen.

Die spektroskopische Untersuchung hat gezeigt, daß man trotz großer Mannigfaltigkeit der Spektren gewisse Klassen oder Typen von Sternen unterscheiden kann, und Secchi hat zuerst eine Einteilung in vier Typen aufgestellt. Dieselbe ist später von Vogel modifiziert worden, welcher drei Klassen mit Unterabteilungen in folgender Weise annahm:

Im vorhergehenden wurde schon einer fortschreitenden Bewegung der F. im Weltenraum gedacht. Dieselbe ist verschieden von der sogen. täglichen Bewegung, vermöge deren alle Himmelskörper innerhalb 24 Stunden in der Richtung von O. nach W. parallele Kreise am Himmelsgewölbe beschreiben, bekanntlich eine von der Umdrehung der Erde verursachte optische Täuschung. Ebensowenig ist die fortschreitende Fixsternbewegung zu verwechseln mit der einem jeden leuchtenden Himmelskörper zukommenden jährlichen Bewegung, die infolge der „Aberration des Lichts“ (s. d.) entsteht, und ebensowenig mit den durch Präzession und Nutation verursachten Ortsveränderungen. Im Gegensatz dazu ist die hier in Rede stehende ein wirkliches Fortschreiten der F. im Weltenraum, eine Eigenbewegung, die nicht allen Sternen in gleicher Weise zukommt. Schon im Altertum war man im stande, die Stelle der ausgezeichnetern Sterne am Himmel zu bestimmen, und es hat zuerst Halley 1717 aus der Vergleichung der Beobachtungen von Hipparch mit den zu seiner Zeit angestellten in den Breiten des Sirius, Arcturus und Aldebaran Differenzen von 37, 42 und 33 Bogenminuten entdeckt, die sich nur durch eigne Bewegungen dieser Sterne erklären ließen. Als man später, gegen Ende des vorigen Jahrhunderts, die Beobachtungen Bradleys mit den 40–50 Jahre spätern Piazzis verglich, traten die Differenzen so augenscheinlich hervor, daß schon Herschel I. aus ihnen die eigne Bewegung mehrerer Sterne, namentlich auch unsrer Sonne, herleitete. Gegenwärtig kennen wir bereits eine nicht geringe Anzahl von Sternen, deren progressives Fortschreiten im Weltenraum keinem Zweifel mehr unterworfen ist, während sie zugleich bei allen übrigen als höchstwahrscheinlich angesehen werden muß. Die stärkste eigne Bewegung zeigt der Stern Nr. 1830 des Katalogs von Groombridge; dieselbe beträgt jährlich 7 Sekunden. Hierauf folgen zunächst Stern Nr. 61 im Schwan und Nr. 21,185 des Lalandeschen Katalogs, bei denen sie ungefähr 5 Sekunden beträgt. Diese Sterne gehören zur 3.–5. Größe; unter den hellen Sternen hat Arcturus die größte eigne Bewegung von nahezu 2 Sekunden. Über 50 Sterne zeigen eine Bewegung von mehr als 1 Sekunde im Jahr. Kennt man außer der Eigenbewegung in Sekunden auch noch die Parallaxe und also die Entfernung eines Sterns, so kann man daraus die wahre Bewegung des Sterns in Millionen Kilometern in der zum Gesichtsstrahl senkrechten Richtung (die wahre projizierte Eigenbewegung) finden. Diese beträgt bei Nr. 1830 Groombridge 1360, bei Nr. 21,185 Lalande 1430, beim Polarstern 140, beim Arcturus 2646, beim Sirius 963 Mill. km.

Die Astronomen dachten, sobald sie sich von der Ortsveränderung verschiedener F. überzeugt hatten, zunächst wieder an eine nur scheinbare Bewegung und glaubten den wahren Grund der Erscheinung in einer Bewegung der Sonne suchen zu müssen. Wenn es nämlich einen Punkt im Weltall gibt, wohin die Sonne mit den Planeten ihren Lauf richtet, so müssen uns alle andern F. in einer progressiven Bewegung erscheinen, nämlich nach der entgegengesetzten Richtung, etwa so, wie die Bäume einer Allee nach hinten zu laufen scheinen, wenn wir rasch durch sie dahinfahren. War nun jene Voraussetzung richtig, so mußte sie sich vor allem dadurch bestätigen, daß sich alle F. nach einer auf zwei Pole sich beziehenden Richtung hin bewegten; denn wenn sie sehr divergierende Richtungen ihres Laufs zeigten, so konnten diese wenigstens nicht sämtlich von dem Fortschreiten der Sonne abgeleitet werden. Schon Prevost und Herschel I. bemerkten aber, daß in der That die meisten Sterne sich nach S. bewegten und zwar nach einer Gegend hin, welche sich in der Nähe des Wintersolstitiums der Sonne befindet. Herschel sah nun diese Bewegung als eine scheinbare an, folgerte daraus eine wahre Bewegung [326] der Sonne in entgegengesetzter Richtung nach N. und bestimmte 260°41′ Rektaszension und 28°49′ nördl. Deklination als den Ort. (für 1800) des Punktes, auf welchen hin die Sonne sich bewegt. Da Herschel nicht alle Momente, die hierbei in Betracht zu ziehen sind, mit der Genauigkeit erwogen hatte, wie es wünschenswert und infolge neuerer Beobachtungen möglich war, so untersuchte Argelander alle F., an denen eine eigne Bewegung bemerklich ist, aufs neue und zwar mit der größten Sorgsamkeit und zog aus den einzelnen Beobachtungen ein mittleres Resultat, welches die Hauptrichtung der Sternbewegungen und somit auch die entgegengesetzte der Sonnenbewegung angeben mußte. Er fand aus 537 Sternen den Punkt der scheinbaren Himmelskugel, auf welchen unsre Sonne bei ihrer progressiven Bewegung im Weltenraum losrückt, für den Anfang unsers Jahrhunderts 260°50′ gerader Aufsteigung und 31°17′ nördlicher Abweichung, also ziemlich nahe der schon von Herschel bezeichneten Stelle. Dieser Punkt liegt im Sternbild des Herkules, unweit des hellen Sterns der Krone. Die große Übereinstimmung zweier durch ein halbes Jahrhundert getrennter, voneinander unabhängiger Beobachtungen und Rechnungen erhebt obiges Resultat zu einem hohen Grade der Wahrscheinlichkeit; dasselbe ist übrigens auch durch eine Rechnung von Galloway bestätigt worden, der nicht bloß nördliche, sondern auch südliche Sterne berücksichtigt hat. Trotzdem reicht die Annahme einer eignen Bewegung der Sonne nicht ganz aus, um alle beobachteten Fixsternbewegungen zu erklären; denn wenn sich auch im ganzen eine übereinstimmende Harmonie der Richtung nach S. in diesen Ortsveränderungen zu erkennen gibt, so zeigen sich im einzelnen doch zugleich viele Anomalien, die nur durch die Voraussetzung, daß jeder Fixstern auch seine eigne wahre Bewegung im Raum habe, gerechtfertigt erscheinen. Absolute Ruhe scheint im Universum überhaupt nicht vorhanden zu sein. Sind aber die Bewegungen der F. Folgen eines physischen Einflusses ihrer Massen aufeinander, herrscht, wie mehr als wahrscheinlich ist, das Attraktions- oder Gravitationsgesetz nicht bloß in den Doppelsternsystemen, sondern auch zwischen den weiter voneinander gestellten Sonnen, so folgt von selbst, daß die Bewegung bei allen stattfinden muß. In welcher Ordnung aber die selbstleuchtenden Himmelskörper von jenem Naturgesetz aneinander gekettet werden, das kann die Astronomie der Gegenwart noch nicht sicher entscheiden. Über die Zusammenstellung der F. in Gruppen (Sternbilder) ist auf dem der Karte beigegebenen Textblatt das Nötige gesagt. Vgl. Klein, Handbuch der allgemeinen Himmelsbeschreibung, Bd. 2: „Der Fixsternhimmel“ (Braunschw. 1872); Secchi, Grundzüge der Astronomie der F. (deutsch, Leipz. 1878); Zöllner, Photometrie des Himmels (Berl. 1861); Heis, Atlas coelestis novus (Köln 1872, 12 Karten, nebst Sternkatalog); Argelander, Atlas des nördlichen Himmels (Bonn 1857 bis 1863, 40 Karten); Derselbe, Astronomische Beobachtungen, Bd. 7 (das. 1869); Mädler, Beobachtungen der Sternwarte zu Dorpat, Bd. 14: „Die Eigenbewegung der F.“ (Dorp. 1856); Struve, Mensurae micrometricae stellarum duplicium (Petersb. 1837); Peters, Die F. (Prag u. Leipz. 1883).

[324] Fixsterne. Da in den letzten Jahren viele Doppelsternbahnen neu berechnet, auch mehrere F. mit kurzer Umlaufszeit aufgefunden worden sind, so geben wir statt der im Artikel „Fixsterne“ (Bd. 6) mitgeteilten die umstehende Tafel von Doppelsternbahnen (S. 323). Die Zeichen ☊, λ, … haben dieselbe Bedeutung wie im Hauptartikel „Fixsterne“. Der in der Tabelle erwähnte Stern ζ im Krebs hat lange für einen dreifachen Stern gegolten, bestehend aus einem Hauptstern A 5,0. Größe, einem nahen Begleiter B 5,7. Größe und einem ferner stehenden 5,3. Größe, alle drei von gelblicher Farbe. Die angegebenen Elemente beziehen sich auf den Umlauf von B und A. Der Stern C hat seinen Positionswinkel gegen A und B seit W. Herschels Zeit um ungefähr 55° geändert, dabei nahezu den gleichen Abstand von 5,5″ behaltend; die Bewegung erfolgt aber nicht immer in demselben Sinn, sondern zeitweilig im entgegengesetzten, was sich am einfachsten durch die Annahme eines von C nur um wenige Zehntel einer Bogensekunde abstehenden Begleiters erklärt, den man allerdings noch nicht beobachtet hat. Seeliger, der dieses System mehrfach bearbeitet hat, findet für die Umlaufszeit von C um den gemeinsamen Schwerpunkt 18 Jahre.

[289] Fixsterne. Photographie und Spektralanalyse, besonders aber die Verbindung beider haben in den letzten Jahren wesentlich zur Förderung unsrer Kenntnis der Fixsternwelt beigetragen. Lichtbilder von Fixsternen, von Doppelsternen und Sternhaufen sind schon vor längerer Zeit hergestellt worden; indessen befriedigten weder die Aufnahmen, welche 1850 Bond in Cambridge (Massachusetts) nach dem Daguerreschen Verfahren erhielt, noch die spätern photographischen Bilder von Rutherfurd nach dem nassen Verfahren; erst unter Anwendung von Trockenplatten ist es im letzten Jahrzehnt gelungen, auch F. von geringer Helligkeit, die dem unbewaffneten Auge nicht mehr sichtbar sind, abzubilden. Die Photographie ist nämlich dem Auge gegenüber dadurch im Vorteil, daß die geringe Lichtintensität des Objekts kompensiert wird durch die längere Dauer der Belichtung. Dazu ist aber erforderlich, daß das Fernrohr während der ganzen Dauer auf denselben Punkt des Himmels gerichtet bleibt. Nun ist in den letzten Jahrzehnten der Bewegungsmechanismus der parallaktisch montierten Teleskope bedeutend verbessert worden; aber für eine mehrstündige Exposition bedarf es einer stetigen Kontrolle und Nachhilfe der Einstellung. Das Äquatorial, welches zu der Sternaufnahme dient, muß daher aus zwei parallelen Fernrohren bestehen, von denen das eine, an welchem die Kassette mit der lichtempfindlichen Platte angebracht wird, für die chemisch wirkenden, das andre aber für die optischen Strahlen achromatisiert ist. Dieses letztere dient zur Einstellung des photographischen Rohrs und ermöglicht, die Mitte der photographischen Platte während der ganzen Expositionsdauer beständig auf denselben Punkt gerichtet zu halten.

Gelungene Versuche, die Photographie zur Herstellung von Sternkarten zu benutzen, haben, wie es scheint, zuerst die Gebrüder Henry in Paris gemacht, als sie bei Vollendung des von Chacornac begonnenen ekliptischen Himmelsatlasses in das Gebiet der Milchstraße kamen. Ein Klischee einer Partie der Milchstraße, welches im Sommer 1885 der Pariser Akademie vorgelegt wurde, zeigte auf einer Erstreckung von 2°15′ in Rektaszension und 3° in Deklination an 5000 Sterne von der 6.–15. Größe. Die Platte war hier 3 Stunden lang belichtet worden, so lange mußte der Astronom beständig das Auge am Fernrohr halten. Ein etwas später mit demselben Instrument, einem photographischen Objektiv von 0,34 m Öffnung, aufgenommenes Bild der Plejadengruppe läßt 1421 Sterne bis herab zur 17. Größe erkennen. Diese Aufnahme ist besonders deshalb merkwürdig, weil sie an dem Stern Maja einen Nebel zeigte, der vorher (weil ihn das vom Stern geblendete Auge übersehen hatte) nicht beobachtet worden war, der aber nachher auch mit kräftigen Teleskopen erkannt wurde. Diese Erfolge regten den Gedanken der Herstellung einer photographischen Karte des ganzen Himmels an, und auf Einladung der Pariser Akademie trat im April 1887 in Paris ein von den hervorragendsten Astronomen aller Länder besuchter internationaler Kongreß zusammen zur Beratung von Maßregeln, welche zur Verwirklichung dieses Gedankens notwendig erschienen. Nach den Beschlüssen dieser Konferenz soll diese Karte alle Sterne bis herab zur 14. Größe enthalten. Außerdem aber sollen noch zum Zweck der Herstellung eines Sternkatalogs auf Grund photographischer Aufnahmen durch längere Exposition alle Sterne bis zur 11. Größe auf Platten photographiert werden, die behufs späterer Ausmessung mit einem feinen Netz rechtwinkelig sich schneidender Linien bedeckt sind. Welch enorme Arbeit nur allein die Herstellung der photographischen Bilder, ganz abgesehen von deren Ausmessung, erfordert, ergibt sich daraus, daß bei einer Ausdehnung des Gesichtsfeldes von 4 Quadratgrad mehr als 10,000 Platten für den ganzen Himmel nötig sind. Es ist aber für nötig erachtet worden, zwei Reihen Negative herzustellen, wobei die Anordnung so getroffen ist, daß ein Stern, der auf der einen Platte in der Ecke steht, auf einer andern in die Mitte kommt. Der photographische Sternkatalog wird gegen 3 Millionen F. von genau bestimmter Position enthalten, während die Anzahl der Sterne, deren Lage durch Messungen im Meridian ermittelt worden ist, nach Vollendung des großen, seit einem Vierteljahrhundert im Gange begriffenen Zonenunternehmens schwerlich mehr als 200,000 betragen wird. Mit der Leitung der Vorarbeiten zu diesem großen Unternehmen, welches nach seiner Vollendung spätern Generationen eine sichere Grundlage zu Forschungen über Veränderungen am Fixsternhimmel bieten wird, ist ein permanentes Komitee beauftragt, welches aus den Direktoren der Sternwarten, deren Beteiligung gesichert ist (20 bis Sommer 1890), und einer Anzahl [290] andrer Astronomen besteht, die sich mit Sternphotographie beschäftigt haben.

Mit dieser photographischen Aufnahme des Himmels sollen zugleich Helligkeitsmessungen der Sterne verbunden werden. Unter übrigens gleichen Umständen erzeugt nämlich ein Stern ein um so größeres Bild auf einer lichtempfindlichen Platte, je größer seine Lichtintensität ist, und wenn das Verhältnis der Intensitäten der sichtbaren und der photographisch wirksamen Strahlen bei allen Sternen das gleiche wäre, so ließe sich eine allgemein gültige Formel für das Verhältnis zwischen dem Durchmesser des photographischen Sternbildes und der Sterngröße für ein bestimmtes photographisches Verfahren finden. Da aber die Spektren der Sterne außerordentlich mannigfach

Der Andromeda-Nebel, nach einer Photographie von Roberts.

zusammengesetzt sind, so läßt sich eine solche allgemein gültige Beziehung nicht aufstellen. Das Auge ist besonders empfindlich für die Strahlen zwischen den Fraunhoferschen Linien B (im roten Teil des Spektrums) und G (an der Grenze von Indigo und Violett), während der Eindruck auf der photographischen Platte abhängt von dem Reichtum an Strahlen zwischen den Linien F (im Anfang das Blau) und N (im unsichtbaren, ultravioletten Teil des Spektrums). Sterne mit einem großen Reichtum an roten und gelben Strahlen können deshalb photographisch schwach wirkend sein, und in der That geben die gelben und roten Sterne, welche zusammen den dritten Teil aller Sterne ausmachen, photographische Bilder von verhältnismäßig kleinem Durchmesser. Es ist daher nicht unwahrscheinlich, daß man in Zukunft die photographische Photometrie ganz von der optischen trennen und in den Sternkatalogen außer der optischen Größenklasse auch die photometrische Helligkeit jedes Sternes angeben wird.

Von besonderer Bedeutung erscheint die Photographie für die Untersuchung der Nebel und Sternhaufen, für welche Objekte man bis vor kurzem lediglich auf das Zeichnen am Fernrohr angewiesen war. Bei dem großen Spielraum, welcher hierbei der individuellen Auffassung gelassen ist, hat es oft außerordentliche Schwierigkeiten, die Angaben und Abbildungen der verschiedenen Beobachter miteinander zu vereinigen, besonders wenn sie auch noch mit verschiedenen Instrumenten beobachtet hatten. Veränderungen an Nebeln nachzuweisen war kaum möglich, solange man auf Beobachtungen mit dem Auge angewiesen war. Aber auch die Erkennung der Struktur der Nebel mit dem bewaffneten Auge hat oft ihre großen Schwierigkeiten, da das Aussehen gar zu wesentlich von der Lichtstärke des Instruments abhängt, während

Der Andromeda-Nebel, nach einer Zeichnung von Trouvelot.

diese Schwierigkeit bei der Photographie durch die lange Dauer der Belichtung beseitigt wird. Lange Zeit war es z. B. streitig, ob der berühmte Nebel in den Jagdhunden (vgl. Tafel „Nebelflecke“, Bd. 12, Fig. 5) wirklich die ihm von Herschel zugeschriebene, spiralförmige Struktur habe, die in mittlern Fernrohren nicht erkennbar ist. Eine photographische Aufnahme mit einem verhältnismäßig kleinen Instrument reichte aus, diese Frage zu bejahen. Was aber die Photographie auf diesem Gebiet zu leisten verspricht, das zeigt die Vergleichung der beiden Abbildungen des schon dem bloßen Auge sichtbaren Nebels in der Andromeda, deren eine nach einer ältern Zeichnung von Trouvelot, deren andre aber nach einer photographischen Aufnahme dieses Nebels hergestellt ist, welche Roberts durch vierstündige Belichtung erhalten hat. Man sieht aus dieser Abbildung, daß der Nebel aus einzelnen Ringen besteht, welche konzentrisch um einen hellen Nebelknoten liegen; der Beobachter sieht schräg auf dieses System und erhält so einen Anblick, ähnlich dem Saturn mit seinen Ringen. Einzelne planetenartige [291] Verdichtungen der Nebelmaterie vervollständigen das Bild, welches, lebhaft an die Kantsche Weltbildungshypothese erinnernd, uns gleichsam die Umbildung einer Nebelmasse in ein Sonnensystem vor Augen führt. Kürzlich ist es auch Andoyer und Montangerand in Toulouse gelungen, den Ringnebel in der Leier (vgl. die Tafel „Nebelflecke“, Bd. 12, Fig. 7) und seine Umgebung mittels einer auf mehrere Nächte verteilten Belichtung von 9 Stunden zu photographieren. Das Bild zeigt auf einer Fläche von 3 Quadratgrad 4800 Sterne.

Auch die Anwendung der Spektralanalyse auf die Stellarastronomie wird wesentlich gefördert durch die Photographie. Wenn es sich darum handelt, das Spektrum eines Sternes mit demjenigen einer ruhenden Lichtquelle zu vergleichen, um nach dem Dopplerschen Prinzip (vgl. Spektralanalyse, Bd. 15, S. 121) aus der Verschiebung der Linien des erstern nach dem Rot oder Violett auf eine von uns weg oder auf uns zu gerichtete Bewegung des Sternes zu schließen, so bereitet die beständig scintillierende Bewegung der Linien des Sternspektrums große Schwierigkeit. Diese fällt weg, wie neuerdings die Arbeiten von Vogel und Scheiner in Potsdam gezeigt haben, wenn beide Spektren auf derselben Platte übereinander photographiert werden, und es ist dann eine sichere Bestimmung der Bewegung des Sternes in Richtung der Gesichtslinie möglich. Die Potsdamer Aufnahmen haben unter anderm gezeigt, daß der Polarstern, Algenib (α im Perseus) und Procyon sich der Sonne nähern mit Geschwindigkeiten von 3,5, 1,5 und 1,5 Meilen in der Sekunde, Capella aber und Aldebaran sich von ihr entfernen mit Geschwindigkeiten von 3,5 und 6,5 Meilen. Von mindestens ebenso großer, wenn nicht noch größerer Bedeutung ist aber die Photographie der Spektren für die genaue Ausmessung, und es beträgt die Genauigkeit der Wellenlängen bei Anwendung der Photographie mindestens das Zwanzigfache von der bei direkter Beobachtung Erreichbaren. Eine ähnliche Genauigkeit ermöglicht übrigens auch bei bloßer Okularbeobachtung das Riesenfernrohr der Lick-Sternwarte in Kalifornien. Mit Hilfe des an demselben angebrachten Spektralapparats ist es Keeler gelungen, bei 10 planetarischen Nebeln Bewegungen in der Gesichtslinie zu erkennen.

Was die Anwendung der Spektralanalyse auf Untersuchung der F. anlangt, so mußte als eine der nächstliegenden Aufgaben die Herbeischaffung möglichst zahlreicher zuverlässiger Angaben über die Spektren der verschiedenen F. erscheinen, und es haben deshalb Vogel in Potsdam und Dunér in Lund seit 1878 nach einem gemeinsamen Plan eine spektroskopische Untersuchung aller Sterne zwischen dem Nordpol und 1° südlicher Deklination bis herab zur 7,5. Größe ausgeführt. Vogel, dem die Zone zwischen 1° südlicher und 40° nördlicher Deklination zufiel, hat in Nr. 11 der „Publikationen des astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam“ (1883) für die Zone von 20° nördlicher und 1° südlicher Deklination einen spektroskopischen Sternkatalog veröffentlicht, welcher 4051 Sterne aufzählt, von denen 2155 zur Vogelschen Klasse Ia (vgl. Fixsterne, Bd. 6, S. 325), 10 zur Klasse Ib, 1240 zur Klasse IIa, 288 zur Klasse IIIa, 9 zur Klasse IIIb gehören, während sich bei 349 die Klasse, zu welcher das Spektrum gehört, nicht genau feststellen ließ. Von Dunér aber haben wir eine Spezialarbeit über die Sterne der dritten Vogelschen Klasse mit Bandenspektrum. Dieser Katalog umfaßt 352 Sterne, von denen 297 zur Klasse IIIa, 55 aber zu IIIb gehören, welche Klasse wenig zahlreich ist und nur schwache rote Sterne umfaßt. N. v. Konkoly und Kövesligethy in O’Gyalla haben die spektroskopische Durchmusterung des Himmels auf die südliche Hemisphäre ausgedehnt und im 8. Bande der Beobachtungen genannter Sternwarte einen Katalog von 2022 Sternen zwischen dem Äquator und 15° südlicher Deklination veröffentlicht, von denen 990 der Vogelschen Klasse Ia, 16 der Klasse Ib (darunter 12 unsicher), einer unsicher der Klasse Ic, 865 der Klasse IIa, 2 der Klasse IIb, 87 der Klasse IIIa und 3 der Klasse IIIb angehören; 41 zeigten ein kontinuierliches, 3 ein monochromatisches Spektrum, auf Anwesenheit kleiner Gasnebel deutend, und bei 14 war der Charakter des Spektrums unentschieden.

F., in deren Spektrum helle Linien auftreten, sind schon seit längerer Zeit mehrfach bekannt, und Vogel hat in seiner spektroskopischen Klassifikation der F. auf dieselben Rücksicht genommen. Durch die Bemühungen von Espin, Pickering u. a. hat man aber in den letzten Jahren noch eine größere Zahl solcher Sterne kennen gelernt. In einem Anhang zur neuesten Ausgabe von Birminghams Katalog roter Sterne hat Espin 52 solcher Sterne mit hellen Linien verzeichnet. Derselbe unterscheidet zwei Gruppen von derartigen Sternen. Bei den Sternen der ersten Gruppe, Vogels Klasse Ic, bei denen die Wasserstofflinien sowie die Linien D3 (Wellenlänge 588 Milliontel-Millimeter) hell erscheinen, sind die Linien veränderlich, und die Veränderung erfolgt nicht gleichzeitig; bei den Sternen der zweiten Gruppe, auch als Klasse IIIc bezeichnet, können eine oder mehrere Wasserstofflinien hell sein, während die andern unsichtbar sind, wie bei Mira, wo Hγ und Hδ sichtbar sind, während von andern Wasserstofflinien keine Spur vorhanden ist. Bei den veränderlichen Sternen R im Schwan, R in der Andromeda und S in der Kassiopeia wurde die außerordentlich glänzende Linie F nach dem Maximum der Helligkeit beobachtet. In Vogels Klasse Ib sind die Wasserstofflinien möglicherweise schwach hell, bei einem dieser Sterne wurden auch andre helle Linien entdeckt.

Interessante Eigentümlichkeiten hat Scheiner in Potsdam bei den Sternspektren der ersten Vogelschen Klasse an photographischen Aufnahmen derselben erkannt. Diese Spektren enthalten neben breiten verwaschenen Wasserstofflinien nur äußerst zarte Metalllinien. Eine Ausnahme machen aber zwei Linien, die sich in einigen dieser Spektren finden: die eine von der Wellenlinie 448,14 μμ (Milliontel-Millimeter) ist wahrscheinlich identisch mit einer Magnesiumlinie des Sonnenspektrums; die zweite von der Wellenlänge 447,14 findet sich nicht im Sonnenspektrum. Sind diese Linien die einzigen neben den Wasserstofflinien auftretenden, so sind sie ebenso verwaschen und breit wie diese; treten aber neben ihnen noch andre Metalllinien auf, so sind sie gleich diesen sehr fein und scharf. Der Magnesiumdampf und der der Linie 447,14 μμ entsprechende Stoff treten also schon in einem frühern Übergangsstadium der Sterne in denjenigen Zustand über, den der Wasserstoff erst dann annimmt, wenn die Metalllinien zahlreich und stark werden, mit andern Worten, wenn die Abkühlung so weit vorgeschritten ist, daß die zweite Spektralklasse erreicht wird. Die Linie 447,14 μμ hat Scheiner außer bei Algol (β im Perseus) nur in der ersten Spektralklasse angehörigen Sternen β (Rigel), γ (Bellatrix), δ, ε, ζ des Orion gefunden, und sie ist wahrscheinlich identisch mit einer früher von Copeland im Spektrum des Orionnebels bemerkten Linie (447,6 μμ). Dies würde auf einen physischen Zusammenhang zwischen diesen Sternen [292] und dem Nebel deuten; letzterer ist wahrscheinlich nicht so weit entfernt, als man gewöhnlich meint, liegt vielmehr innerhalb unsers Fixsternsystems, wofür auch Untersuchungen von Huggins sprechen. In den Spektren der Klasse Ib sind die Wasserstoff- und die andern Linien von nahezu gleicher Breite und im Vergleich zu diesen ungemein scharf begrenzt. Scheiner schließt daraus auf verhältnismäßig schwache und stark abgekühlte Atmosphären der betreffenden Sterne. Außerdem sind die Sterne der Klasse Ib noch interessant durch das Auftreten zahlreicher Linien, die sich der völlig abweichenden Intensitätsverhältnisse wegen nur unsicher mit Linien des Sonnenspektrums identifizieren lassen. Am linienreichsten ist das Spektrum von α im Schwan (Deneb), in welchem Scheiner 29 Eisenlinien fand; während aber einige der stärksten Eisenlinien des Sonnenspektrums fehlen, entspricht eine Anzahl kräftiger Eisenlinien des Denebspektrums nur schwachen Sonnenlinien. Der Eisendampf in der Deneb-Atmosphäre muß sich also in einem von den Verhältnissen auf der Sonne ganz abweichenden Temperaturzustand befinden. Viele Sterne des Typus Ia zeigen die eigentümliche Erscheinung, daß die Wasserstofflinien in der Mitte heller sind, wodurch ein Übergang zur Klasse Ic gebildet wird, in welchem die Wasserstofflinien und die Linie D3 hell auftreten. Scheiner glaubt dies am besten durch die Annahme erklären zu können, daß die betreffenden Sterne von ausgedehnten Atmosphären von Wasserstoff und dem zu D3 gehörigen Stoffe umgeben sind; der Teil der Atmosphäre, welcher, von uns gesehen, außerhalb der Sternscheibe liegt, gibt dann ein Emissionsspektrum mit hellen Linien, der mittlere Teil aber gibt ein Absorptionsspektrum mit dunkeln Linien. Da uns nun der Stern als Punkt erscheint, so decken sich die Spektren, und die dunkeln Linien werden in der Mitte aufgehellt oder bei genügender Ausdehnung der Atmosphäre überstrahlt.

In mehreren Fällen schon hat die mit dem Spektroskop erkannte Bewegung in Richtung des Visionsradius zur Entdeckung von Doppelsternen geführt, deren Komponenten direkt nicht wahrnehmbar sind. So fand Pickering in Cambridge (Vereinigte Staaten) auf den photographischen Aufnahmen des Spektrums des Sternes Mizar (ζ im Großen Bären) die ultraviolette Linie K (Wellenlänge 393,7 μμ) doppelt in Zwischenzeiten von 52 Tagen, während sie einige Tage vor und nach der Verdoppelung ein verschwommenes Aussehen hatte. Mizar ist ein Stern 2. Größe mit einem leicht trennbaren Begleiter 4. Größe in 15″ Abstand. Pickering erklärt nun die zeitweilige Verdoppelung der K-Linie durch die Annahme, daß der hellere Stern des Sternpaares Mizar aus zwei nahe bei einander stehenden Sternen von ungefähr gleicher Helligkeit bestehe, die in 104 Tagen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt laufen. In Zwischenzeiten von 52 Tagen ist ihre Verbindungslinie rechtwinkelig zur Gesichtslinie, ihre Bewegungen erfolgen dann in der Gesichtslinie und zwar nach entgegengesetzten Richtungen, die Verschiebung der Linien in den Spektren erfolgt daher in entgegengesetztem Sinne, und da die Spektren beider Sterne sich übereinander lagern, so tritt eine Verdoppelung der Linien ein. Auf gleiche Weise hat Pickering auch den Stern β im Fuhrmann als doppelt erkannt mit 4 Tagen Umlaufszeit. Während hier durch periodische Verdoppelung der Linien zwei helle Komponenten eines Sternes nachgewiesen wurden, hat Vogel in Potsdam durch periodische Verschiebungen der Spektrallinien nach entgegengesetzten Richtungen bei einigen Sternen (verhältnismäßig) dunkle Begleiter nachgewiesen. Das erste derartige Beispiel ist der durch seine merkwürdige Veränderlichkeit bekannte Stern Algol (β im Perseus), der während des größten Teils seiner Periode von 68,81 Stunden 2. Größe bleibt, nur durch 9,15 Stunden an Helligkeit ab- und wieder zunimmt und bloß 0,25 Stunde im Zustand geringster Helligkeit 4. Größe verharrt. Die gleichzeitige Photographierung der künstlichen Wasserstofflinie Hγ und der gleichen im Algolspektrum stark verbreitert auftretenden hat gezeigt, daß Algol sich vor dem Minimum von der Sonne entfernt, nach demselben sich ihr nähert. Unter Voraussetzung einer Kreisbahn findet Vogel dann für den Durchmesser des Hauptsterns 230,000 und für den des Begleiters 180,000, für die Entfernung der Mittelpunkte 700,000 und für die Geschwindigkeit des Begleiters in der Bahn 12 geographische Meilen, für die Massen 4/9 und 2/9 der Sonnenmasse, wenn beide Körper gleich dicht vorausgesetzt werden. Die Berechnung der Durchmesser ist mit Hilfe der bei diesem Sterne sehr genau festgestellten Lichtkurve (Kurve, welche die Änderungen der Helligkeit darstellt) erfolgt; gewisse Stellen dieser Kurve deuten übrigens darauf, daß die Atmosphären beider Sterne sich zeitweilig überdecken, und sind für diese Atmosphären Höhen von 54,000 und 42,000 Meilen berechnet worden, so daß der geringste Abstand beider 400,000 geographische Meilen sein würde. Ein solches System von zwei nahe bei einander stehenden, an Größe nicht allzu verschiedenen Körpern ist bisher nicht bekannt gewesen, gleichwohl hat die weitere Untersuchung gezeigt, daß demselben Stabilität zukommen kann. Im übrigen braucht der Begleiter nicht absolut dunkel zu sein, nur darf seine Helligkeit 0,02 von der des Hauptsterns nicht überschreiten, um den Beobachtungen zu genügen. Auch bei Spica (α in der Jungfrau) ist Vogel zur Annahme eines dunkeln Begleiters mit 4 Tagen 0,3 Stunde Umlaufszeit geführt worden; wenn die Bahn als kreisförmig und die beobachtete Geschwindigkeit von 12 geographischen Meilen als Bahngeschwindigkeit betrachtet wird, so würde der beobachtete Stern 660,000 geographische Meilen vom Schwerpunkt des Systems entfernt sein. Nimmt man die Entfernung des Begleiters ebenso groß an, so ist die Masse jedes der beiden Körper 1,2 der Sonnenmasse. Bei einer Parallaxe von 0,2″ würde die scheinbare Entfernung beider Sterne nur 0,13″ betragen, sie würden daher, auch bei genügender Helligkeit des Begleiters, mit den jetzigen optischen Hilfsmitteln nicht zu trennen sein. Auch bei Rigel (β im Orion) ist nach Vogel eine periodische Bewegung wahrscheinlich.

Schließlich sei noch der roten F. gedacht, die unter allen farbigen Sternen am meisten die Aufmerksamkeit der Beobachter auf sich gezogen haben. Nach Zöllner deutet bekanntlich die rote Farbe eines Sternes darauf, daß er sich in dem Stadium weit vorgeschrittener Abkühlung befindet, daß sich Schlacken auf seiner Oberfläche bilden und diese anfängt, sich mit einer nichtleuchtenden Kruste zu bedecken. Ptolemäos bezeichnete fünf F. als feuerrot: Arktur, Aldebaran, Antares, Beteigeuze und den gegenwärtig entschieden weißen Sirius. Zahlreich vertreten ist die rote Farbe unter den weniger hellen Sternen. Schon Lalande hat 1807 einen kleinen Katalog roter F. veröffentlicht, ausführlichere Verzeichnisse verdanken wir Schjellerup und Birmingham. Die neueste Ausgabe von Birminghams Katalog roter Sterne, von Espin besorgt, enthält 766 rote und 629 rötliche Sterne, außerdem werden noch anhangsweise 77 Sterne verzeichnet. [293] Nach Espin ist damit die Zahl der roten Sterne, soweit sie in England sichtbar sind, bis herab zur Größenklasse 8,5 erschöpft.

[307] Fixsterne. So wie vor einigen Jahren Seeliger das dreifache Sternsystem ζ im Krebs untersucht hat (s. Bd. 17, S. 324), so sind neuerdings von Schorr die Bewegungsverhältnisse eines andern solchen Systems, ξ im Skorpion, erörtert worden. W. Herschel hat zuerst 1782 erkannt, daß dieser Stern 4,5. Größe dreifach ist, und W. Struve hat 1825 die physische Zusammengehörigkeit aller drei Sterne festgestellt. Die beiden nahe aneinander stehenden, nach Struves Bezeichnung A und B, haben die Größen 4,9 und 5,2, der entferntere C ist von 7,2. Größe. Seit Struves Zeit hat B um A einen Bogen von ungefähr 200° beschrieben, und Schorr findet, daß ein ganzer Umlauf vollendet wird in 105 Jahren in einer Ellipse von 0,122 Exzentrizität und einer scheinbaren mittlern Entfernung von 1,3″. Der entferntere Stern C scheint auf diese Bewegung keinen merklichen Einfluß zu üben. Derselbe hat seit Struves Beobachtungen um die Mitte der Sterne A und B einen Bogen von nur 12° bei einem Abstand von 7″ beschrieben, woraus sich eine elliptische Bahn nicht mit Sicherheit ableiten läßt.

Eine kritische Prüfung der bisher veröffentlichten Aufzeichnungen über Eigenbewegung der F. von mehr als 0,5 Bogensekunden jährlich, welche von Bossert durchgeführt worden ist, hat gezeigt, daß verschiedene ältere Angaben über auffallend große Eigenbewegungen irrig sind. Nachstehende Tabelle (S. 308) gibt diejenigen Eigenbewegungen an, welche mindestens eine Bogensekunde jährlich erreichen. Dabei bezeichnet m die Größenklasse des Sternes, α seine Rektaszension (in Stunden u. Minuten) und δ seine Deklination für den Anfang des Jahres 1890, Δα und Δδ sind die jährlichen Änderungen dieser Koordinaten, wie sie durch die Eigenbewegung hervorgebracht werden, r ist die resultierende Eigenbewegung in Bogen größten Kreises, und unter „Autorität“ findet man die Astronomen, welche die Eigenbewegung abgeleitet haben, oder den Ort, wo dieselbe veröffentlicht ist, wobei Paris und Cincinnati auf die Publikationen der dortigen Sternwarten verweisen.

Zur Auffindung veränderlicher Sterne hat auch in neuerer Zeit die Photographie einige Beiträge geliefert. Wird ein Stern bei stillstehendem Fernrohr photographiert, so entsteht eine Linie, deren Breite von der photographischen Helligkeit des Sternes abhängt; wenn aber das Fernrohr mit der photographischen Kammer der Bewegung des Himmels folgt, so ist das Bild ein kreisförmiger Fleck von größerm oder kleinerm Durchmesser. Sind nun an demselben Stern zu verschiedenen Zeiten Aufnahmen gemacht worden, so erkennt man an der verschiedenen Breite der linearen Bilder oder an der Verschiedenheit der Durchmesser der kreisförmigen die Veränderlichkeit des Sternes. Es sind nun seit einer Reihe von Jahren auf der Sternwarte am Kap der Guten Hoffnung photographische Aufnahmen des südlichen Himmels ausgeführt worden, um die Grundlagen zu einem Sternkatalog des südlichen Himmels zu gewinnen, das sich Argelanders Bonner Verzeichnis anschließen soll. Von 19° südlicher Deklination bis zum Pol sollen alle F. bis herab zur Größe 9,2 (photographisch) verzeichnet werden; doch enthalten die Negative auch noch kleinere Sterne. Diese Negative sind quadratisch mit 16°, bez. 5° Seite, doch greifen die Platten bedeutend übereinander. Von jedem Teil des Himmels sind zwei Aufnahmen gemacht worden. Die Ausmessung der Negative behufs Bestimmung der Sternörter ist seit 1886 dem Professor Kapteyn in Groningen allvertraut und erfolgt mit Hilfe eines mit Deklinations- und Stundenkreis versehenen, in ziemlicher Entfernung von der vertikalen Platte stehenden Fernrohrs. Die Durchmesser der Sternscheibchen auf den Negativen werden in Zehnteln der Bogenminute geschätzt und aus den erhaltenen Werten die Sterngrößen nach einer empirischen Formel berechnet. Um aber bei dieser Untersuchung wirkliche Sterne von zufälligen Flecken der photographischen Platte zu unterscheiden, werden die beiden Negative desselben Himmelsteiles dicht hintereinander derart aufgestellt, daß jeder Stern im Fernrohr als ein Doppelstern erscheint. Sind nun die beiden Glieder eines solchen Paares einigermaßen verschieden an Größe, so nimmt man dies sofort wahr, und es wird nach Kapteyn kaum ein Unterschied übersehen werden, welcher einer halben Größenklasse entspricht. Solche Verschiedenheiten der Sternbilder auf den zu verschiedener Zeit erhaltenen Negativen deuten aber an, daß der betreffende Stern veränderlich ist, und auf diese Weise hat Kapteyn bereits eine Anzahl veränderlicher gefunden.

Auch die Untersuchung der Photographien der Fixsternspektren führt in vielen Fällen zur Entdeckung [309] von Veränderlichen. In solchen Spektralaufnahmen hat besonders die Sternwarte des Harvard College in Cambridge (Massachusetts) großartige Leistungen aufzuweisen. Mit Unterstützung einer reichen Stiftung zu Ehren des durch zahlreiche photographische und spektroskopische Arbeiten bekannten, 1882 verstorbenen Henry Draper sind nämlich unter Leitung von Pickering teils in Cambridge, teils auf dem 2000 m hohen Mount Harvard bei Chosika in Peru mit einem achtzölligen Fernrohr zahlreiche Sternspektren photographiert worden, und im 27. Bande der Annalen genannter Sternwarte wird der „Draper-Katalog“ mit den Spektren von 10,351 Sternen veröffentlicht. Bei der Untersuchung der Photographien dieser Sternspektren durch Frau Fleming in Cambridge sind nun eine größere Anzahl Veränderlicher entdeckt worden, unter andern solche, deren Spektrum dem von Mira im Walfisch und andern Veränderlichen ähnlich ist, in welchem helle Wasserstofflinien erscheinen.

Auf einen merkwürdigen veränderlichen Stern hat Paul in Washington aufmerksam gemacht. Es ist der Stern S im Sternbild der Luftpumpe (Antlia), dessen Lichtwechsel sich in einer Periode von nur 7 Stund. 47 Min. vollzieht. Es ist die kürzeste bis jetzt bekannte Periode; ihr zunächst kommt die Periode von U im Schlangenträger, welche 20 Stund. 8 Min. beträgt. Wie dieser letztere Stern, gehört auch S in der Luftpumpe zu den Veränderlichen vom Algoltypus, die durch die Kürze der Periode charakterisiert sind, sowie dadurch, daß die Änderungen der Lichtstärke nur einen kleinen Teil der Periode in Anspruch nehmen. Beim Algol selbst, dessen Periode 68,81 Stund. beträgt, nimmt die Helligkeit in 9,15 Stund, von der 2. bis zur 4. Größe ab und wieder zu, bei U im Schlangenträger erfolgt die Veränderung von der 6. zur 7. Größe in 5 Stund. und bei S in der Luftpumpe erstreckt sich die Ab- und Zunahme auf ungefähr 3,8 Stund. Diese Änderung beträgt 0,6 Größenklassen, etwa 4 Stund. lang behält der Stern seine große Helligkeit 6,7. Größe (nach Chandler). Durch die Untersuchungen Vogels (s. Bd. 18, S. 292) wissen wir nun, daß der Lichtwechsel des Algol hervorgebracht wird durch die zeitweilige teilweise Verdeckung des leuchtenden Sternes durch einen wenig leuchtenden Begleiter. Chandler hat nun in neuerer Zeit die Periode des Algol auf ihre Beständigkeit untersucht, da schon Argelander eine Veränderlichkeit derselben annehmen zu müssen glaubte, und in der That hat sich aus der Diskussion von 11,200 beobachteten Minima ergeben, daß die Periode des Lichtwechsels des Algol, welche jetzt 2 Tage 20 Stund. 48 Min. 51 Sek. beträgt, periodischen Veränderungen unterliegt, die bis zu 8 Sekunden ansteigen können. Zur Erklärung dieser Erscheinung nimmt Chandler an, daß Algol ein System von drei Körpern ist, in welchem der Hauptstern mit seinem engen Begleiter, der den Lichtwechsel hervorbringt, sich gemeinsam noch um einen dritten Körper bewegt; Chandler berechnet dann, daß diese Bewegung in einer nahezu kreisförmigen Bahn, deren Durchmesser 2,7 Sek. beträgt, mit einer Umlaufszeit von ungefähr 130 Jahren erfolgen muß. Hieraus ergibt sich aber, daß die jährliche Eigenbewegung des Algol, die 0,0010 Zeitsek. in Rektaszension und 0,0120 Sek. in Deklination beträgt, ziemlich bedeutende Unregelmäßigkeiten zeigen muß, und in der That hat Chandler solche aus den Beobachtungen ableiten können, so daß seine Hypothese von der Existenz eines dritten Körpers hierdurch bestätigt ist.

Nachdem der Lichtwechsel des Algol durch die Annahme eines wenig leuchtenden Begleiters, der zeitweilig den Hauptstern verdeckt, seine vollständige Erklärung gefunden hat, liegt es nahe, für den Lichtwechsel der übrigen Sterne desselben Typus die gleiche Ursache anzunehmen. Bei näherm Eingehen auf diesen Gedanken erheben sich aber manche Schwierigkeiten. Während beim Algol der Lichtwechsel nur reichlich 1/8 der Periode umfaßt, nimmt er bei dem Stern in der Luftpumpe die kleine Hälfte in Anspruch. Der dunklere Stern, dessen Umlaufszeit 7 Stund. 47 Min. beträgt, muß also sehr nahe bei dem hellen stehen. Würden die beiden den Algol bildenden Sterne, deren Abstand und Dimensionen Vogel ermittelt hat, zur Berührung gebracht, so würde die Umlaufszeit doch nur auf 10,9 Stund. herabgesetzt. Es müssen daher, wenn überhaupt hier dieselbe Ursache des Lichtwechsels wirksam ist, bei S in der Luftpumpe andre Verhältnisse zwischen den Durchmessern der beiden Körper und ihrem Abstand herrschen als beim Algol. Zur Ermittelung der Dimensionen würde nun die Kenntnis des Ganges der Lichtänderung erforderlich sein. Darüber ist leider nichts Genaueres bekannt und auch wenig Hoffnung auf Vervollständigung unsrer Kenntnisse in dieser Richtung vorhanden, da der Stern seines tiefen Standes wegen (er steht in 28°8,7′ südlicher Deklination) auf der nördlichen Halbkugel nicht lange beständig verfolgt werden kann.

Eigentümliche Veränderungen im Spektrum von β in der Leier sind in Cambridge (Massachusetts) erkannt worden. Dieser Stern ist veränderlich zwischen den Größenklassen 3,5 und 4,5 in Zeit von ungefähr 12 Tagen 22 Stund.; er hat aber zwei Maxima der Lichtstärke, welche 3 Tage 5 Stund. und 9 Tage 16 Stund. nach dem Hauptminimum eintreten, und ein dazwischen liegendes sekundäres Minimum 6 Tage 11 Stund. nach dem Hauptminimum. Das Spektrum wird von breiten dunkeln Banden durchsetzt, welche dem Wasserstoff angehören, und von Linien, die für viele Sterne des Orion charakteristisch sind. Außerdem aber treten darin mehrere helle Linien auf, welche ihre Lage ändern; die auffallendsten unter ihnen haben die angenäherten Wellenlängen von 486, 443, 434, 410, 403 und 389 µµ. Die 1., 3., 4. und 6. fallen augenscheinlich mit den Wasserstofflinien F, G, h und α zusammen, während die beiden andern die markiertesten der Orionlinien sind. Diese hellen Linien haben bisweilen eine etwas größere Wellenlänge als die entsprechenden dunkeln, und dann haben die letztern einen hellen Rand nach der Seite des Rot hin, oder die Wellenlänge der hellen Linien ist geringer, und es erscheint dann ein heller Rand auf der andern Seite der dunkeln Linien. Frau Fleming und Fräulein Maury in Cambridge haben nun 29 Photographien des Spektrums untersucht, die in einem Zeitraum von mehr als 4 Jahren (130 Perioden) erhalten worden sind, und es ergab sich bei 14 Platten aus der ersten Hälfte der Periode eine Zunahme der Wellenlänge der hellen Linien. Bei 11 Platten aus der zweiten Hälfte der Periode zeigte sich eine Abnahme der Wellenlänge; doch sind hier einige Ausnahmen bemerkt worden, und überhaupt ist die Erscheinung nicht so einfach, wie hier angedeutet, vielmehr treten mancherlei Zwischenphasen und Veränderungen bei den dunkeln wie bei den hellen Linien auf, letztere erscheinen auf einigen Platten doppelt. Pickering hebt besonders hervor, daß andre Veränderliche von kurzer Periode keine hellen Spektrallinien zeigen.

[310] Die einfachste Erklärung für die Bewegung der hellen Linien erblickt Pickering in der Annahme, daß der das Licht aussendende Körper in 12 Tagen 22 Stund. eine Kreisbahn beschreibt. Die größte Geschwindigkeit beträgt ungefähr 500 km in der Sekunde, entsprechend einem Halbmesser von 80 Mill. km. Vielleicht ist β in der Leier ein enger Doppelstern, wie β im Fuhrmann, dessen Komponenten aber ungleiche Spektren haben. Die Erscheinungen können auch von einem Meteorschwarm herrühren oder von einem Körper gleich unsrer Sonne mit einer über mehr als 180° in Länge sich erstreckenden Protuberanz. Die Verdoppelung der hellen Linien könnte dann durch die gleichzeitige Sichtbarkeit der beiden Enden der Protuberanz erklärt werden, von denen das eine sich uns nähert, das andre sich entfernt, und der Wechsel der Helligkeit könnte von der Sichtbarkeit eines größern oder kleinern Teiles dieser Protuberanz herrühren.

Daß die Spektren veränderlicher Sterne ebenfalls Veränderungen zeigen, ist ein sehr naheliegender Gedanke. Aber wenn man von den Beobachtungen bei temporären Sternen, so namentlich bei dem 1876 von Schmidt entdeckten Stern im Schwan, und den Wahrnehmungen bei β in der Leier absieht, so fehlt es noch an dem bestimmten Nachweis für solche Veränderungen. Dies gilt auch für die Veränderlichen R in der Krone (6.–13. Größe, Periode unregelmäßig), R im Schilde Sobieskis (4,7.–9. Größe, Periode 71,7 Tage) und R in der Andromeda (6,3.–12,5. Größe, Periode 404 Tage), in deren Spektren Espin neuerdings Veränderungen angedeutet gefunden hat.

Wolf und Rayet haben zuerst 1867 auf drei kleine Sterne von gelber Farbe im Schwan aufmerksam gemacht, deren Spektren, abweichend von dem, was man bis dahin beobachtet hatte, helle Linien auf einem kontinuierlichen Grunde zeigen. Insonderheit tritt eine schöne, sehr helle blaue Bande auf, welche Secchi und in neuerer Zeit wieder Lockyer dem Kohlenwasserstoff zugeschrieben haben. Diese Ansicht steht im Widerspruch mit den Messungen Vogels, denen zufolge die Wellenlänge für das Maximum der blauen Bande bei zweien dieser Sterne 464 μμ, beim dritten aber 468 μμ beträgt. Neuere Beobachtungen von Huggins und dessen Gattin haben nun in Übereinstimmung mit Vogel gezeigt, daß die blauen Banden in den Spektren der Wolfschen Sterne nur unter sich verschieden sind und sich sowohl ihrer Lage als ihrem sonstigen Charakter nach von der blauen Bande des Kohlenwasserstoff-Spektrums unterscheiden. Übrigens hat Pickering außer den Wolfschen Sternen noch mehrere F. mit hellen Spektrallinien gefunden, wie denn überhaupt in der neuern Zeit eine größere Anzahl Sternspektren mit hellen Linien bekannt geworden sind. Diese Spektren sind denen der planetarischen Nebel sehr ähnlich und ebenso denen der Orionsterne, nur daß bei diesen die Linien dunkel sind. Da Secchi bei seiner Einteilung der Sternspektren in vier Typen die Spektren mit hellen Linien nicht berücksichtigt hat, so schlägt Pickering vor, dieselben zu einem fünften Typus zu vereinigen und diesen wieder in drei Klassen zu teilen. In der nachstehenden Tabelle findet man die Wellenlängen der hellen Linien dieses Typus und der 16 planetarischen Nebel, deren Spektren in Cambridge photographiert worden sind, sowie diejenigen der intensivsten und zweier schwächern (470 und 451 μμ) der dunkeln Linien der Orionsterne. Das Spektrum der letztern enthält außer zahlreichen schwächern noch bei 439, 435, 426, 417, 415, 410, 409 und 397 intensive dunkle Linien.

Die Linien 486, 434, 410, 397 und 389 gehören dem Wasserstoff an. Bemerkenswert ist noch die Verteilung dieser Sterne: sowie von den hellern Sternen des ersten Secchischen (Sirius-) Typus ungefähr 2/3 in der Milchstraße liegen, so werden auch 4/5 der Sterne des Oriontypus, die meisten planetarischen Nebel und F. mit hellen Spektrallinien dort angetroffen.

Ein neuer Stern (Nova) ist 23. Jan. 1892 von einem Liebhaber der Astronomie, Rev. Anderson, mit bloßem Auge im Sternbilde des Fuhrmanns (Auriga) entdeckt worden; derselbe steht 1°45′ südlich vom Stern χ (5. Größe) im Fuhrmann und 1°51′ nördlich von dem hellen Stern β (2. Größe) im Stier. Seine Helligkeit war bei seiner Entdeckung gleich derjenigen von χ im Fuhrmann, also 5. Größe, und hat bis Anfang März 1892 nur wenig abgenommen, etwa eine halbe Größenklasse; dann erfolgte aber innerhalb weniger Tage eine sehr schnelle Abnahme von 3–4 Größenklassen. Sehr interessante Aufschlüsse über die Zeit des Aufleuchtens des neuen Sternes und seine größte Helligkeit hat die Untersuchung der photographischen Platten ergeben, welche von der Himmelsgegend, in welcher der neue Stern erschienen ist, auf der Sternwarte des Harvard College in Cambridge (Massachusetts) aufgenommen waren. Nach den Mitteilungen von Pickering ist auf 18 Platten dieser Gegend, welche während der Zeit vom 3. Nov. 1885 bis 2. Nov. 1891 aufgenommen wurden, keine Spur von dem neuen Stern zu sehen, obgleich auf diesen Platten Sterne 11. Größe und auf einigen sogar Sterne 13. Größe vorhanden sind. Es ist daher sehr wahrscheinlich, daß der Stern während dieser 6 Jahre nicht sichtbar war. Auch auf einer andern Reihe von photographischen Platten, die in Cambridge vom 21. Okt. bis 1. Dez. 1891 aufgenommen wurden, und welche die Sterne bis zur 6. Größenklasse zeigen, findet sich der neue Stern nicht, dagegen ist derselbe auf einer größern Anzahl von Platten, die zwischen 10. Dez. 1891 und 31. Jan. 1892 aufgenommen wurden, als heller Stern 5. Größe deutlich zu sehen. Ferner hat M. Wolf in Heidelberg die betreffende Himmelsgegend 8. Dez. 1891 photographiert, und sind auf dieser Aufnahme Sterne bis zur 8. Größenklasse deutlich zu sehen, aber die Nova ist nicht abgebildet. Aus diesen Nachforschungen folgt also, daß der neue Stern bis 2. Nov. 1891 sicher schwächer als 11. Größe und bis 8. Dez. schwächer als 8. Größe war, dagegen in der Zeit vom 8. bis 10. Dez. ganz rapid um mindestens 3 Größenklassen an Helligkeit zugenommen hat, denn auf [311] den in Cambridge aufgenommenen Platten vom 10. Dez. ist er bereits 5,4. Größe. Durch Messung der Durchmesser der Scheibchen, welche das Bild des Sternes auf den Platten bildet (s. oben), hat sich ergeben, daß der Stern bis zum 20. Dez. 1891, wo er 4,4. Größe war, an Helligkeit zugenommen, dann aber langsam wieder abgenommen hat und bei seiner Entdeckung durch Anderson 5,2. Größe war. Zu sehr interessanten Resultaten hat die Untersuchung des Spektrums des neuen Sternes geführt, die von Vogel in Potsdam und andern Astronomen angestellt ist. Nach Vogel ist das Spektrum demjenigen des neuen Sternes, der im J. 1876 im Sternbilde des Schwans erschien, sehr ähnlich, und zwar sind sehr viele helle Linien im Grün, Gelb und Blau zu sehen, darunter die Wasserstofflinien C, F und Hγ, sowie einige Linien, die in dem Spektrum der Chromosphäre häufig auftreten und auch bei der Nova im Schwan zu sehen waren; außerdem war das sichtbare Spektrum von vielen dunkeln Linien durchzogen. Auf photographischen Aufnahmen des Spektrums zeigen sich die Wasserstofflinien F, Hγ, h, H1 und die Calciumlinie H2 sehr hell und stark verbreitert, außerdem aber noch neben jeder hellen Linie nach der Seite des Violett verschoben eine entsprechende dunkle Linie. Ferner ergab sich, daß in den breiten hellen Linien Hγ, h, H1 und H2 zwei Intensitätsmaxima vorhanden sind, und daß in den daneben liegenden dunkeln Linien häufig je eine helle Linie erscheint. Das Spektrum der Nova besteht demnach aus drei übereinander gelagerten Spektren, von denen zwei im wesentlichen nur helle Linien enthalten, während das dritte ein kontinuierliches Spektrum mit dunkeln Absorptionslinien ist. Die Spektren mit den hellen Linien sind nun gegeneinander wenig, aber gegen das Spektrum mit den dunkeln Linien stark verschoben, und zwar um einen Betrag, der einer relativen Geschwindigkeit von ca. 900 km in der Sekunde entspricht. Zur Erklärung dieser Erscheinung muß man annehmen, daß der neue Stern in Wirklichkeit ein System von drei Körpern ist; aus der Messung der Verschiebung der Spektrallinien leitet dann Vogel ab, daß der Körper, der das kontinuierliche Spektrum mit den dunkeln Linien besitzt, sich mit einer Geschwindigkeit von ca. 675 km in der Sekunde der Erde nähert, und von den beiden andern Körpern, von denen die Spektren mit nur hellen Linien herrühren, der eine seine Entfernung von der Erde nicht wesentlich ändert, während der andre sich mit einer Geschwindigkeit von ca. 500 km in der Sekunde von der Erde entfernt. Außerdem deuten die in den breiten dunkeln Linien bemerkten linienartigen Aufhellungen auf Gasausbrüche aus dem Innern des sich uns nähernden Körpers. Derartige Aufhellungen werden zuweilen auch im Spektrum der Sonnenflecke beobachtet. Wie die Katastrophe, welche das Aufleuchten des neuen Sternes verursacht hat, zu stande gekommen ist, ob durch Explosion eines Körpers, durch Zusammenstoß oder starke Annäherung mehrerer Körper, darüber lassen sich zur Zeit noch keine sichern Schlüsse ziehen.