84 (Forts.)
Zu den merkwürdigen und in ihren Ursachen viel
85
bestrittenen Erscheinungen im natürlichen wie im telescopischen Sehen gehört das nächtliche
Funkeln
(das Blinken, die Scintillation) der Sterne. Zweierlei ist nach Arago's Untersuchungen
1117)
in der Scintillation wesentlich zu unterscheiden: 1) Veränderung der Lichtstärke in plötzlicher Abnahme bis zum Verlöschen und Wieder-Auflodern, 2) Veränderung der Farbe. Beide Veränderungen sind in der Realität noch stärker, als sie dem bloßen Auge erscheinen; denn wenn einzelne Punkte der Netzhaut einmal angeregt sind, so bewahren sie den empfangenen Lichteindruck: so daß das Verschwinden des Sterns, seine Verdunkelung, sein Farbenwechsel nicht in ihrem ganzen, vollen Maaße von uns empfunden werden. Auffallender zeigt sich das Phänomen des Sternfunkelns im Fernrohr, sobald man dasselbe erschüttert. Es werden dann andere und andere Punkte der Netzhaut gereizt; es erscheinen farbige, oft unterbrochene Kreise. In einer Atmosphäre, die aus stets wechselnden Schichten von verschiedener Temperatur, Feuchtigkeit und Dichte zusammengesetzt ist, erklärt das
Princip der Interferenz
, wie nach einem augenblicklichen farbigen Auflodern ein eben so augenblickliches Verschwinden oder die plötzliche Verdunkelung des Gestirnes statt finden kann. Die Undulations-Theorie lehrt im allgemeinen, daß zwei Lichtstrahlen (zwei Wellensysteme), von Einer Lichtquelle (Einem Erschütterungs-Mittelpunkte) ausgehend, bei Ungleichheit des Weges sich zerstören; daß das Licht des einen Strahles, zu dem des anderen Strahles hinzugefügt, Dunkelheit hervorbringt. Wenn das Zurückbleiben des einen Wellensystemes gegen das andere eine
ungerade
Anzahl
halber Undulationen
beträgt, so streben beide
86
Wellensysteme demselben Aether-Molecule zu gleicher Zeit gleiche, aber entgegengesetzte Geschwindigkeiten mitzutheilen: so daß die Wirkung ihrer Vereinigung die Ruhe des Aether-Molecules, also Finsterniß ist. In gewissen Fällen spielt die Refrangibilität der verschiedenen Luftschichten, welche die Lichtstrahlen durchschneiden, mehr als die verschiedene Länge des Weges, die Hauptrolle bei der Erscheinung.
1118)
Die Stärke der Scintillation ist unter den Fixsternen selbst auffallend verschieden; nicht von der Höhe ihres Standes und von ihrer scheinbaren Größe allein abhängig: sondern, wie es scheint, von der Natur ihres eigenen Lichtprocesses. Einige, z. B. Wega, zittern weniger als Arctur und Procyon. Der Mangel der Scintillation bei den Planeten mit größeren Scheiben ist der Compensation und ausgleichenden Farbenvermischung zuzuschreiben, welche die einzelnen Punkte der Scheibe geben. Es wird die Scheibe wie ein Aggregat von Sternen betrachtet, welche das fehlende, durch Interferenz vernichtete Licht gegenseitig ersetzen und die farbigen Strahlen zu weißem Lichte wiederum vereinigen. Bei Jupiter und Saturn bemerkt man deshalb am seltensten Spuren der Scintillation; wohl aber bei Merkur und Venus: da der scheinbare Durchmesser der Scheiben in den letztgenannten zwei Planeten bis 4",4 und 9",5 herabsinkt. Auch bei Mars kann zur Zeit der Conjunction sich der Durchmesser bis 3",3 vermindern. In den heiteren, kalten Winternächten der gemäßigten Zone vermehrt die Scintillation den prachtvollen Eindruck des gestirnten Himmels auch durch den Umstand, daß, indem wir Sterne 6ter bis 7ter Größe bald hier, bald dort aufglimmen sehen, wir, getäuscht, mehr leuchtende Punkte vermuthen und zu
87
erkennen glauben, als das unbewaffnete Auge wirklich unterscheidet. Daher das populäre Erstaunen über die wenigen Tausende von Sternen, welche genaue Sterncataloge als den bloßen Augen sichtbar angeben. Daß das
zitternde Licht
die Fixsterne von den Planeten unterscheide, war von früher Zeit den griechischen Astronomen bekannt; aber Aristoteles: nach der Ausströmungs- und Tangential-Theorie des Sehens, der er anhängt, schreibt das Zittern und Funkeln der Fixsterne, sonderbar genug, einer bloßen Anstrengung des Auges zu. »Die
eingehefteten
Sterne« (die Fixsterne), sagt er
1119)
, »funkeln, die Planeten nicht: denn die Planeten sind nahe, so daß das Gesicht im Stande ist sie zu erreichen; bei den
feststehenden
aber (προς δε τους μένοντας) geräth das Auge wegen der Entfernung und Anstrengung in eine
zitternde
Bewegung.«
Zu Galilei's Zeiten, zwischen 1572 und 1604: in einer Epoche großer Himmelsbegebenheiten, da drei neue Sterne
1120)
von mehr Glanz als Sterne erster Größe plötzlich erschienen und einer derselben im
Schwan
21 Jahre leuchtend blieb, zog das Funkeln als das muthmaßliche Criterium eines nicht planetarischen Weltkörpers Kepler's Aufmerksamkeit besonders auf sich. Der damalige Zustand der Optik verhinderte freilich den um diese Wissenschaft so hoch verdienten Astronomen sich über die gewöhnlichen Ideen von bewegten Dünsten zu erheben.
1121)
. Auch unter den neu erschienenen Sternen, deren die chinesischen Annalen nach der großen Sammlung von Ma-tuan-lin erwähnen, wird bisweilen des sehr starken Funkelns gedacht.
Zwischen den Wendekreisen und ihnen nahe giebt bei gleichmäßigerer Mischung der Luftschichten die große Schwäche
88
oder völlige Abwesenheit der Scintillation der Fixsterne, 12 bis 15 Grade über dem Horizont, dem Himmelsgewölbe einen eigenthümlichen Charakter von Ruhe und milderem Lichte. Ich habe in mehreren meiner Naturschilderungen der Tropenwelt dieses Charakters erwähnt: der auch schon dem Beobachtungsgeiste von La Condamine und Bouguer in den peruanischen Ebenen, wie dem von Garcin
1122)
in Arabien, Indien und an den Küsten des persischen Meerbusens (bei Bender Abassi) nicht entgangen war.
Da der Anblick des gestirnten Himmels in der Jahreszeit perpetuirlich heiterer, ganz wolkenfreier Tropennächte für mich einen besonderen Reiz hatte, so bin ich bemüht gewesen in meinen Tagebüchern stets die Höhen über dem Horizonte aufzuzeichnen, in der das Funkeln der Sterne bei verschiedenen Hygrometerständen aufhörte. Cumana und der regenlose Theil des peruanischen Littorals der Südsee, wenn in letzterem die Zeit der
Garua
(des Nebels) noch nicht eingetreten war, eigneten sich vorzüglich zu solchen Beobachtungen. Nach Mittelzahlen scheinen die größeren Fixsterne meist nur unter 10° oder 12° Höhe über dem Horizont zu scintilliren. In größeren Höhen gießen sie aus ein milderes, planetarisches Licht. Am sichersten wird der Unterschied erkannt, wenn man dieselben Fixsterne in ihrem allmäligen Aufsteigen oder Niedersinken verfolgt und dabei die Höhenwinkel mißt oder (bei bekannter Ortsbreite und Zeit) berechnet. In einzelnen gleich heiteren und gleich windlosen Nächten erstreckte sich die Region des Funkelns bis 20°, ja bis 25° Höhe; doch war zwischen diesen Verschiedenheiten der Höhe oder der Stärke der Scintillation und den Hygrometer- und Thermometerständen, welche in der
89
unteren
, uns allein zugänglichen
Region
der Luft beobachtet wurden, fast nie ein Zusammenhang zu entdecken. Ich sah in auf einander folgenden Nächten nach beträchtlicher Scintillation 60° bis 70° hoher Gestirne, bei 85° des Saussure'schen Haar-Hygrometers, die Scintillation bis 15° Höhe über dem Horizont völlig aufhören: und dabei doch die Luftfeuchtigkeit so ansehnlich vermehrt, daß das Hygrometer bis 93° fortschritt. Es ist nicht die Quantität der Wasserdämpfe, welche die Atmosphäre aufgelöst erhält; es ist die ungleiche Vertheilung der Dämpfe in den über einander liegenden Schichten und die, in den unteren Regionen nicht bemerkbaren, oberen Strömungen kalter und warmer Luft, welche das verwickelte Ausgleichungsspiel der
Interferenz
der Lichtstrahlen modificiren. Auch bei sehr dünnem gelbrothem Nebel, der kurz vor Erdstößen den Himmel färbte, vermehrte sich auffallend das Funkeln hochstehender Gestirne. Alle diese Bemerkungen beziehen sich auf die völlig heitere, wolken- und regenlose Jahreszeit der tropischen Zone 10° bis 12° nördlich und südlich vom Aequator. Die Lichtphänomene, welche beim Eintritt der Regenzeit während des Durchgangs der Sonne durch den Zenith erscheinen, hangen von sehr allgemein und kräftig, ja fast stürmisch wirkenden Ursachen ab. Die plötzliche Schwächung des Nordost-Passates, und die Unterbrechung regelmäßiger oberer Strömungen vom Aequator zu den Polen und unterer Strömungen von den Polen zum Aequator erzeugen Wolkenbildungen, täglich zu bestimmter Zeit wiederkehrende Gewitter und Regengüsse. Ich habe mehrere Jahre hinter einander bemerkt, wie an den Orten, an denen das Funkeln der Fixsterne überhaupt etwas seltenes ist, der Eintritt
90
der Regenzeit viele Tage im voraus sich durch das zitternde Licht der Gestirne in großer Höhe über dem Horizont verkündigt. Wetterleuchten, einzelne Blitze am fernen Horizont ohne sichtbares Gewölk oder in schmalen, senkrecht aufsteigenden Wolkensäulen sind dann begleitende Erscheinungen. Ich habe diese charakteristischen Vorgänge, die physiognomischen Veränderungen der Himmelsluft, in mehreren meiner Schriften zu schildern versucht.
1123)
Ueber die
Geschwindigkeit des Lichtes
, über die Wahrscheinlichkeit, daß dasselbe eine gewisse Zeit zu seiner Fortpflanzung brauche, findet sich die älteste Ansicht bei Bacon von Verulam in dem zweiten Buche des
Novum Organum
. Er spricht von der Zeit, deren ein Lichtstrahl bedarf, die ungeheure Strecke des Weltraums zu durchlaufen; er wirft schon die Frage auf: ob die Sterne noch vorhanden sind, die wir gleichzeitig funkeln sehen?
1124)
Man erstaunt diese glückliche Ahndung in einem Werke zu finden, dessen geistreicher Verfasser in mathematischem, astronomischem und physikalischem Wissen tief unter dem seiner Zeitgenossen stand.
Gemessen
wurden die Geschwindigkeit des
reflectirten
Sonnenlichtes durch Römer (November 1675) mittelst der Vergleichung von Verfinsterungs-Epochen der Jupiterstrabanten; die Geschwindigkeit des
directen
Lichtes der Fixsterne mittelst Bradley's großer Entdeckung der Aberration (Herbst 1727): des
sinnlichen
Beweises von der translatorischen Bewegung der Erde, d. i. von der Wahrheit des copernicanischen Systemes. In der neuesten Zeit ist eine dritte Methode der Messung durch Arago vorgeschlagen worden, die der Lichterscheinungen eines veränderlichen Sternes, z. B. des Algol im Perseus.
1125)
Zu diesen
91
astronomischen Methoden gesellt sich noch eine terrestrische Messung, welche mit Scharfsinn und Glück ganz neuerlich Herr Fizeau in der Nähe von Paris ausgeführt hat. Sie erinnert an einen frühen, zu keinem Resultate leitenden Versuch von Galilei mit zwei gegenseitig zu verdeckenden Laternen.
Aus Römer's ersten Beobachtungen der Jupiterstrabanten schätzten Horrebow und du Hamel den Lichtweg in Zeit von der Sonne zur Erde bei mittlerer Entfernung erst 14' 7", dann 11'; Cassini 14' 10"; Newton
1126)
, was recht auffallend ist, der Wahrheit weit näher 7' 30". Delambre
1127)
fand, indem er bloß unter den Beobachtungen seiner Zeit die des ersten Trabanten in Rechnung nahm, 8' 13",2. Mit vielem Rechte hat Encke bemerkt, wie wichtig es wäre: in der sicheren Hoffnung, bei der jetzigen Vollkommenheit der Fernröhre übereinstimmendere Resultate zu erlangen, eine eigene Arbeit über die Verfinsterungen der Jupitertrabanten zur Ableitung der Lichtgeschwindigkeit zu unternehmen.
Aus Bradley's, von Rigaud in Oxford wieder aufgefundenen Aberrations-Beobachtungen folgen nach der Untersuchung von Dr. Busch
1128)
in Königsberg für den Lichtweg von der Sonne zur Erde 8' 12",14; die Geschwindigkeit des Sternlichts 41994 geogr. Meilen in der Secunde, und die Aberrations-Constante 20",2116; aber nach neueren, achtzehn-monatlichen Aberrations-Beobachtungen von Struve am großen Passage-Instrument von Pulkowa
1129)
muß die erste dieser Zahlen ansehnlich vergrößert werden. Das Resultat dieser großen Arbeit war: 8' 17",78; woraus bei der Aberrations-Constante von 20",4451 mit Encke's Verbesserung der Sonnen-Parallaxe im J. 1835 und der im
92
astronomischen Jahrbuch
für 1852 von ihm angegebenen Werthe des Erd-Halbmessers die Lichtgeschwindigkeit von 41549 geogr. Meilen folgt. Der wahrscheinliche Fehler in der Geschwindigkeit soll kaum noch 2 geogr. Meilen betragen. Dies Struvische Resultat ist von dem Delambrischen (8' 13",2), das von Bessel in den
Tab. Regiomont.
und bisher in dem Berliner astronomischen Jahrbuche angewandt worden ist, für die Zeit, welche der Lichtstrahl von der Sonne zur Erde braucht, um
1
/
110
verschieden. Als völlig abgeschlossen ist die Discussion des Gegenstandes noch nicht zu betrachten. Die früher gehegte Vermuthung, daß die Lichtgeschwindigkeit des Polarsterns in Verhältniß von 133 zu 134 schwächer sei als die seines Begleiters, ist aber vielem Zweifel unterworfen geblieben.
Ein durch seine Kenntnisse wie durch seine große Feinheit im Experimentiren ausgezeichneter Physiker, Herr Fizeau, hat durch sinnreich construirte Vorrichtungen: in denen künstliches, sternartiges Licht von Sauerstoff und Wasserstoff durch einen Spiegel in 8633 Meter (26575 Par. Fuß) Entfernung, zwischen Suresne und la Butte Montmartre, an den Punkt zurückgesandt wird, von dem es ausgegangen; eine terrestrische Messung der Lichtgeschwindigkeit vollbracht. Eine mit 720 Zähnen versehene Scheibe, welche 12,6 Umläufe in der Secunde machte, verdeckte abwechselnd den Lichtstrahl oder ließ ihn frei durch zwischen den Zähnen des Randes. Aus der Angabe eines Zählers (
compteur
) glaubte man schließen zu können, daß das künstliche Licht 17266 Meter, d. i. den doppelten Weg zwischen den Stationen, in
1
/
18000
einer Zeitsecunde zurücklegte: woraus sich eine Geschwindigkeit von 310788 Kilometern oder (da 1 geogr.
93
Meile 7419 Meter ist) von 41882 geogr. Meilen in der Secunde
1130)
ergiebt. Dies Resultat käme demnach dem von Delambre (41903 Meilen) aus den Jupiterstrabanten geschlossenen am nächsten.
Directe Beobachtungen und sinnreiche Betrachtungen über die Abwesenheit aller Färbung während des Lichtwechsels der
veränderlichen
Sterne, auf die ich später zurückkommen werde, haben Arago zu dem Resultate geführt: daß nach der Undulations-Theorie die Lichtstrahlen, welche verschiedene Farbe, und also sehr verschiedenartige Länge und Schnelligkeit der Transversal-Schwingungen haben, sich in den himmlischen Räumen mit gleicher Geschwindigkeit bewegen. Deshalb ist aber doch im Inneren der verschiedenen Körper, durch welche die farbigen Strahlen gehen, ihre Fortpflanzungs-Geschwindigkeit und Brechung verschieden.
1131)
Die Beobachtungen Arago's haben nämlich gelehrt, daß im Prisma die Brechung nicht durch die relative Geschwindigkeit des Lichtes gegen die Erde verändert wird. Alle Messungen gaben einstimmig als Resultat: daß das Licht von den Sternen, nach welchen die Erde sich hinbewegt, denselben Brechungs-Index darbietet als das Licht der Sterne, von welchen die Erde sich entfernt. In der Sprache der Emissions-Hypothese sagte der berühmte Beobachter: daß die Körper Strahlen von allen Geschwindigkeiten aussenden, daß aber unter diesen verschiedenen Geschwindigkeiten nur eine die Empfindung des Lichts anzuregen vermag.
1132)
Vergleicht man die Geschwindigkeit des Sonnen-, Sternen- und irdischen Lichtes, welche auch in den Brechungswinkeln des Prisma sich alle auf ganz gleiche Weise
94
verhalten, mit der Geschwindigkeit des Lichtes der Reibungs-Electricität, so wird man geneigt nach den von Wheatstone mit bewundernswürdigem Scharfsinn angeordneten Versuchen die letztere auf das mindeste für schneller im Verhältniß wie 3 zu 2 zu halten. Nach dem schwächsten Resultate des Wheatstonischen optischen Dreh-Apparats legt das electrische Licht in der Secunde 288000 englische Meilen zurück oder (1 Statut-Meile, deren 69,12 auf den Grad gehen, zu 4954 Par. Fuß gerechnet) mehr als 62500 geographische Meilen.
1133)
Rechnet man nun mit Struve für Sternenlicht in den Aberrations-Beobachtungen 41549, so erhält man den oben angegebenen Unterschied von 20951 geogr. Meilen als größere Schnelligkeit der Electricität.
Diese Angabe widerspricht
scheinbar
der schon von William Herschel aufgestellten Ansicht, nach der das Sonnen- und Fixsternlicht vielleicht die Wirkung eines electro-magnetischen Processes, ein perpetuirliches Nordlicht sein soll. Ich sage
scheinbar;
denn es ist wohl nicht die Möglichkeit zu bestreiten, daß es in den leuchtenden Weltkörpern mehrere, sehr verschiedenartige, magneto-electrische Processe geben könne, in denen das Erzeugniß des Processes, das Licht, eine verschiedenartige Fortpflanzungs-Geschwindigkeit besäße. Zu dieser Vermuthung gesellt sich die
Unsicherheit
des numerischen Resultats in den Wheatstonischen Versuchen. Ihr Urheber selbst hält dasselbe für »nicht hinlänglich begründet und neuer Bestätigung bedürftig«, um befriedigend mit den Aberrations- und Satelliten-Beobachtungen verglichen zu werden.
Neuere Versuche, welche Walker in den Vereinigten Staaten von Nordamerika über die
95
Fortpflanzungs-Geschwindigkeit der Electricität bei Gelegenheit seiner telegraphischen Längen-Bestimmungen von Washington, Philadelphia, Neu-York und Cambridge machte, haben die Aufmerksamkeit der Physiker lebhaft auf sich gezogen. Nach Steinheil's Beschreibung dieser Versuche war die astronomische Uhr des Observatoriums in Philadelphia mit dem Schreib-Apparate von Morse auf der Telegraphenlinie in solche Verbindung gesetzt, daß sich auf den endlosen Papierstreifen des Apparats der Gang dieser Uhr durch Punkte selbst aufzeichnete. Der electrische Telegraph trägt jedes dieser Uhrzeichen augenblicklich nach den anderen Stationen, und giebt denselben durch ähnliche Punkte auf ihren fortrückenden Papierstreifen die Zeit von Philadelphia. Auf diese Weise können willkührliche Zeichen oder der Moment des Durchganges eines Sternes in gleicher Art von dem Beobachter der Station eingetragen werden, indem er bloß mit dem Finger drückend eine Klappe berührt. »Der wesentliche Vortheil dieser amerikanischen Methode besteht«, wie Steinheil sich ausdrückt, »darin, daß sie die Zeitbestimmung unabhängig von der Verbindung der beiden Sinne, – Gesicht und Gehör –, gemacht hat: indem der Uhrgang sich selbst notirt und der Moment des Sterndurchganges (nach Walker's Behauptung bis auf den mittleren Fehler von dem 70ten Theil einer Secunde) bezeichnet wird. Eine constante Differenz der verglichenen Uhrzeichen von Philadelphia und Cambridge entspringt aus der Zeit, die der electrische Strom braucht, um zweimal den Schließungskreis zwischen beiden Stationen zu durchlaufen.«
Messungen, welche auf Leitungswegen von 1050 englischen oder 242 geographischen Meilen Länge angestellt
96
wurden, gaben aus 18 Bedingungs-Gleichungen die Fortpflanzungs-Geschwindigkeit des hydrogalvanischen Stromes nur zu 18700 englischen oder 4060 geographischen Meilen
1134)
, d. h. funfzehnmal langsamer als der electrische Strom in Wheatstone's Drehscheiben. Da in den merkwürdigen Versuchen von Walker nicht
zwei Drähte
angewandt wurden, sondern die Hälfte der Leitung, wie man sich auszudrücken pflegt, durch den feuchten Erdboden geschah; so könnte hier die Vermuthung gerechtfertigt scheinen, daß die Fortpflanzungs-Geschwindigkeit der Electricität sowohl von der Natur als der Dimension
1135)
des Mediums abhängig ist. Schlechte Leiter in der Voltaischen Kette erwärmen sich stärker als gute Leiter, und die electrischen Entladungen sind nach den neuesten Versuchen von Rieß
1136)
ein sehr verschiedenartig complicirtes Phänomen. Die jetzt herrschenden Ansichten über das, was man »Verbindung durch Erdreich« zu nennen pflegt, sind der Ansicht von linearer Molecular-Leitung zwischen den beiden Drath-Enden und der Vermuthung von Leitungs-Hindernissen, von Anhäufung und Durchbruch in einem Strome entgegen: da das, was einst als Zwischenleitung in der Erde betrachtet wurde, einer Ausgleichung (Wiederherstellung) der electrischen Spannung allein angehören soll.
Wenn es gleich nach den jetzigen Grenzen der Genauigkeit in dieser Art von Beobachtungen wahrscheinlich ist, daß die
Aberrations-Constante
und demnach die Lichtgeschwindigkeit aller Fixsterne dieselbe ist; so ist doch auch mehrmals der
Möglichkeit
gedacht worden, daß es leuchtende Weltkörper gebe, deren Licht deshalb nicht bis zu uns gelangt, weil bei ihrer ungeheuren Masse die Gravitation
97
die Lichttheilchen zur Umkehr nöthigt. Die Emissions-Theorie giebt solchen Phantasien eine wissenschaftliche Form.
1137)
Ich erwähne hier derselben nur deshalb, weil später gewisser Eigenthümlichkeiten der Bewegung, welche dem Procyon zugeschrieben wurden und auf eine Störung durch dunkle Weltkörper zu leiten schienen, Erwähnung geschehen muß. Es ist der Zweck dieses Theils meines Werkes, das zu berühren, was zur Zeit seiner Ausarbeitung und seines Erscheinens die Wissenschaft nach verschiedenen Richtungen bewegt hat und so den individuellen Charakter einer Epoche in der siderischen wie in der tellurischen Sphäre bezeichnet.
Die
photometrischen
oder Helligkeits-Verhältnisse selbstleuchtender Gestirne, welche den Weltraum erfüllen, sind seit mehr als zweitausend Jahren ein Gegenstand wissenschaftlicher Beobachtung und Schätzung gewesen. Die Beschreibung des gestirnten Himmels umfaßte nicht bloß die Ortsbestimmungen, die Messung des Abstandes der leuchtenden Weltkörper von einander und von den Kreisen, welche sich auf den scheinbaren Sonnenlauf und die tägliche Bewegung des Himmelsgewölbes beziehen; sie berührte auch zugleich die relative Lichtstärke der Gestirne. Die Aufmerksamkeit der Menschen ist gewiß am frühesten auf den letzten Gegenstand geheftet gewesen; einzelne Sterne haben Namen erhalten, ehe man sie sich als mit anderen in Gruppen und Bildern verbunden dachte. Unter den wilden kleinen Völkerschaften, welche die dichten Waldgegenden des Oberen Orinoco und Atabapo bewohnen: an Orten, wo der undurchdringliche Baumwuchs mich gewöhnlich zwang zu Breiten-Bestimmungen nur hoch culminirende Sterne zu beobachten; fand ich oft bei einzelnen Individuen, besonders bei Greisen,
98
Benennungen für Canopus, Achernar, die Füße des Centauren und α des südlichen Kreuzes. Hätte das Verzeichniß der Sternbilder, welches wir unter dem Namen der
Catasterismen
des Eratosthenes besitzen, das hohe Alter, das man ihm so lange zugeschrieben (zwischen Autolycus von Pitane und Timocharis, also fast anderthalb Jahrhunderte vor Hipparch); so besäßen wir in der Astronomie der Griechen eine Grenze für die Zeit, wo die Fixsterne noch nicht nach relativen Größen gereihet waren. Es wird in den
Catasterismen
bei der Aufzählung der Gestirne, welche jedem einzelnen Sternbilde zukommen, oft der Zahl der in ihnen
leuchtendsten
und
größten:
oder der
dunkeln
, wenig erkennbaren, gedacht;
1138)
aber keiner relativen Beziehung der Angaben von einem Sternbilde zum anderen. Die Catasterismen sind nach Bernhardy, Baehr und Letronne mehr als zwei Jahrhunderte neuer als der Catalog des Hipparchus: eine unfleißige Compilation; ein Excerpt aus dem, dem Julius Hyginus zugeschriebenen
Poeticum astronomicum
, wenn nicht aus dem Gedichte
ErmhV
des alten Eratosthenes. Jener Catalog des Hipparchus, welchen wir in der Form besitzen, die ihm im Almagest gegeben ist, enthält die erste und wichtige Bestimmung der
Größenclassen
(Helligkeits-Abstufungen) von 1022 Sternen: also ohngefähr von
1
/
5
aller am ganzen Himmel mit bloßen Augen sichtbaren Sterne zwischen 1ter und 6ter Größe, letztere mit eingeschlossen. Ob die Schätzungen von Hipparchus allein herrühren, ob sie nicht vielmehr theilweise den Beobachtungen des Timocharis oder Aristyllus angehören, welche von Hipparchus so oft benutzt wurden: bleibt ungewiß.
99
Diese Arbeit ist die wichtige Grundlage gewesen, auf welcher die Araber und das ganze Mittelalter fortgebauet; ja die bis in das 19te Jahrhundert übergegangene Gewohnheit, die Zahl der Sterne erster Größe auf 15 zu beschränken (Mädler zählt deren 18, Rüncker nach sorgfältigerer Erforschung des südlichen Himmels über 20), stammt aus der Classification des Almagest am Schluß der Sterntafel des achten Buches her. Ptolemäus, auf das natürliche Sehen angewiesen, nannte
dunkle
Sterne alle, welche schwächer als seine 6te Classe leuchten; von dieser Classe führt er sonderbarerweise nur 49 auf, fast gleichartig unter beide Hemisphären vertheilt. Erinnert man sich, daß das Verzeichniß ohngefähr den fünften Theil aller dem bloßen Auge sichtbaren Fixsterne aufführt, so hätte dasselbe, nach Argelander's Untersuchungen, 640 Sterne 6ter Größe geben sollen. Die Nebelsterne (νεφελοειδεις) des Ptolemäus und der
Catasterismen
des Pseudo-Eratosthenes sind meist kleine Sternschwärme
1139)
, welche bei der reineren Luft des südlichen Himmels als Nebelflecke erscheinen. Ich gründe diese Vermuthung besonders auf die Angabe eines Nebels an der rechten Hand des Perseus. Galilei, der so wenig als die griechischen und arabischen Astronomen den dem bloßen Auge sichtbaren Nebelfleck der Andromeda kannte, sagt im
Nuncius sidereus
selbst, daß
stellae nebulosae
nichts anderes sind als Sternhaufen, die wie
areolae sparsim per aethera fulgent
.
1140)
Das Wort
Größenordnung
(των μεγάλων τάξις), obgleich auf den Glanz beschränkt, hat doch schon im 9ten Jahrhunderte zu Hypothesen über die Durchmesser der Sterne verschiedener Helligkeit geführt
1141)
: als hinge die Intensität des Lichts nicht zugleich von der Entfernung,
100
dem Volum, der Masse und der eigenthümlichen, den Lichtproceß begünstigenden, Beschaffenheit der Oberfläche eines Weltkörpers ab.
Zur Zeit der mongolischen Obergewalt, als im 15ten Jahrhundert unter dem Timuriden Ulugh Beig die Astronomie in Samarkand in größter Blüthe war, erhielten
photometrische
Bestimmungen dadurch einen Zuwachs, daß jede der 6 Classen der hipparchischen und ptolemäischen
Sterngrößen
in 3 Unterabtheilungen getheilt wurde; man unterschied
kleine
,
mittlere
und
große
Sterne der zweiten Größe: was an die Versuche zehntheiliger Abstufungen von Struve und Argelander erinnert
1142)
. In den Tafeln von Ulugh Beig wird dieser photometrische Fortschritt, die genauere Bestimmung der Lichthelligkeiten, dem Abdurrahman Sufi zugeschrieben, welcher ein eigenes Werk »von der Kenntniß der
Fixen
« herausgegeben hatte und zuerst der einen (Magellanischen) Lichtwolke unter dem Namen des
Weißen Ochsen
erwähnte. Seit der Einführung des telescopischen Sehens und seiner allmäligen Vervollkommnung wurden die Schätzungen der Licht-Abstufung weit über die 6te Classe ausgedehnt. Das Bedürfniß, die im Schwan und im Ophiuchus neu erschienenen Sterne (der erstere blieb 21 Jahre lang leuchtend) in der Zunahme und Abnahme ihres Lichtes mit dem Glanze anderer Sterne zu vergleichen, reizte zu photometrischen Betrachtungen. Die sogenannten
dunklen
Sterne des Ptolemäus (
unter
der 6ten Größe) erhielten numerische Benennungen relativer Licht-Intensität. »Astronomen«, sagt Sir John Herschel, »welche an den Gebrauch mächtiger, raumdurchdringender Fernröhre gewöhnt sind, verfolgen abwärts die Reihung
101
der Lichtschwäche von der 8ten bis zur 16ten Größe.«
1143)
Aber bei so schwachem Lichtglanze sind die Benennungen der Größenclassen theilweise sehr unbestimmt: da Struve bisweilen zur 12ten bis 13ten Größe zählt, was John Herschel 18ter bis 20ter nennt.
Es ist hier nicht der Ort die sehr ungleichartigen Methoden zu prüfen, welche in anderthalb Jahrhunderten: von Auzout und Huygens bis Bouguer und Lambert; von William Herschel, Rumford und Wollaston bis Steinheil und John Herschel; zu Lichtmessungen angewandt worden sind. Es genügt nach dem Zweck dieses Werkes die Methoden übersichtlich zu nennen. Sie waren: Vergleichung mit den Schatten künstlicher Lichter, in Zahl und Entfernung verschieden; Diaphragmen; Plangläser von verschiedener Dicke und Farbe; künstliche Sterne, durch Reflex auf Glaskugeln gebildet; Nebeneinander-Stellung von zwei siebenfüßigen Telescopen, bei denen man fast in einer Secunde von einem zum anderen gelangen konnte; Reflexions-Instrumente, in welchen man zwei zu vergleichende Sterne zugleich sieht: nachdem das Fernrohr vorher so gestellt worden ist, daß der unmittelbar gesehene Stern zwei Bilder von gleicher Intensität gegeben hat
1144)
; Apparate mit einem vor dem Objectiv angebrachten Spiegel und mit Objectiv-Blendungen, deren Drehung auf einem Ringe gemessen wird; Fernröhre mit getheilten Objectiven, deren jede Hälfte das Sternlicht durch ein Prisma erhält; Astrometer
1145)
, in welchen ein Prisma das Bild des Mondes oder des Jupiter reflectirt, und durch eine Linse in verschiedenen Entfernungen das Bild zu einem lichtvolleren oder lichtschwächeren Stern concentrirt wird. Der geistreiche Astronom, welcher in der
102
neuesten Zeit in beiden Hemisphären sich am eifrigsten mit der numerischen Bestimmung der Lichtstärke beschäftigt hat, Sir John Herschel, gesteht doch nach vollbrachter Arbeit selbst, daß die praktische Anwendung genauer photometrischer Methoden noch immer als »ein Desideratum der Astronomie« betrachtet werden müsse, daß »die Lichtmessung in der Kindheit liege«. Das zunehmende Interesse für die
veränderlichen
Sterne, und eine neue Himmelsbegebenheit: die außerordentliche Lichtzunahme eines Sternes im Schiffe Argo im Jahre 1837, haben das Bedürfniß sicherer Lichtbestimmungen jetzt mehr als je fühlen lassen.
Es ist wesentlich zu unterscheiden zwischen der bloßen Reihung der Gestirne nach ihrem Glanze, ohne numerische Schätzungen der Intensität des Lichtes (eine solche Reihung enthält Sir John Herschel's
wissenschaftliches Handbuch für Seefahrer
); und zwischen Classificationen mit zugefügten Zahlen, welche die Intensität unter der Form sogenannter Größen-Verhältnisse oder durch die gewagteren Angaben der Quantitäten des ausgestrahlten Lichtes ausdrücken.
1146)
Die erste Zahlenreihe: auf Schätzungen mit dem bloßen Auge gegründet, aber durch sinnreiche Bearbeitung des Stoffes
1147)
vervollkommnet, verdient unter den approximativen Methoden in dem gegenwärtigen so unvollkommenen Zustande der photometrischen Apparate wahrscheinlich den Vorzug: so sehr auch bei ihr durch die Individualität des Beobachters, die Heiterkeit der Luft, die verschiedene Höhe weit von einander entfernter und nur vermöge vieler Mittelglieder zu vergleichender Sterne, vor allem aber durch die ungleiche
Färbung
des Lichtes die Genauigkeit der Schätzungen gefährdet wird. Sehr glänzende Sterne erster Größe:
103
Sirius und Canopus, α 
Centauri
und Achernar, Deneb und Wega; sind schon, bei weißem Lichte, weit schwieriger durch Schätzung des bloßen Auges mit einander zu vergleichen als schwächere Sterne unter der 6ten und 7ten Größe. Die Schwierigkeit der Vergleichung nimmt bei Sternen sehr intensiven Lichtes aber noch zu, wenn gelbe Sterne: Procyon, Capella oder Atair, mit röthlichen: wie Aldebaran, Arctur und Beteigeuze, verglichen werden sollen.
1148)
Mittelst einer photometrischen Vergleichung des Mondes mit dem Doppelsterne α 
Centauri
des südlichen Himmels, dem dritten aller Sterne an Lichtstärke, hat Sir John Herschel es versucht das Verhältniß zwischen der Intensität des Sonnenlichts und dem Lichte eines Sternes 1ter Größe zu bestimmen; es wurde dadurch (wie früher durch Wollaston) ein Wunsch erfüllt, den John Michell
1149)
schon 1767 ausgesprochen hatte. Nach dem Mittel aus 11 Messungen, mit einem prismatischen Apparate veranstaltet, fand Sir John Herschel den Vollmond 27408mal heller als α 
Centauri
. Nun ist nach Wollaston
1150)
die Sonne 801072mal lichtstärker als der Vollmond; es folgt also daraus, daß das Licht, welches uns die Sonne zusendet, sich zu dem Lichte, das wir von α 
Centauri
empfangen, ohngefähr verhält wie 22000 Millionen zu 1. Es ist demnach sehr wahrscheinlich, wenn man nach seiner Parallaxe die Entfernung des Sternes in Anschlag bringt, daß dessen innere (absolute) Leuchtkraft die unserer Sonne 2
3
/
10
 mal übersteigt. Die Helligkeit von Sirius hat Wollaston 20000 Millionen Male schwächer gefunden als die der Sonne. Nach dem, was man jetzt von der Parallaxe des Sirius zu wissen glaubt (0",230), überträfe aber seine wirkliche (absolute) Lichtstärke die der Sonne
104
63mal.
1151)
Unsere Sonne gehörte also durch die Intensität ihrer Lichtprocesse zu den schwachen Fixsternen. Sir John Herschel schätzt die Lichtstärke des Sirius gleich dem Lichte von fast zweihundert Sternen 6ter Größe. Da es nach Analogie der schon eingesammelten Erfahrungen sehr wahrscheinlich ist, daß alle Weltkörper, wenn auch nur in sehr langen und ungemessenen Perioden,
veränderlich
sind im
Raume
wie in der
Lichtstärke;
so erscheint, bei der Abhängigkeit alles organischen Lebens von der Temperatur und Lichtstärke der Sonne, die Vervollkommnung der Photometrie wie ein großer und ernster Zweck wissenschaftlicher Untersuchung. Diese Vervollkommnung allein kann die Möglichkeit darbieten künftigen Geschlechtern numerische Bestimmungen zu hinterlassen über den Lichtzustand des Firmaments. Viele geognostische Erscheinungen, welche sich beziehen auf die thermische
Geschichte unseres Luftkreises
, auf ehemalige Verbreitung von Pflanzen- und Thierarten, werden dadurch erläutert werden. Auch waren solche Betrachtungen schon vor mehr als einem halben Jahrhunderte dem großen Forscher William Herschel nicht entgangen: welcher, ehe noch der enge Zusammenhang von Electricität und Magnetismus entdeckt war, die ewig leuchtenden Wolkenhüllen des Sonnenkörpers mit dem Polarlichte des Erdballes verglich.
1152)
Das vielversprechendste Mittel directer Messung der Lichtstärke hat Arago in dem Complementar-Zustande der durch Transmission und Reflexion gesehenen Farbenringe erkannt. Ich gebe in einer Anmerkung
1153)
mit den eigenen Worten meines Freundes die Angabe seiner
photometrischen Methode
, der er auch den optischen Grundsatz, auf welchem sein
Cyanometer
beruht, beigefügt hat.
105
Die sogenannten Größen-Verhältnisse der Fixsterne, welche jetzt unsere Cataloge und Sternkarten angeben, führen zum Theil als gleichzeitig auf, was bei den kosmischen Lichtveränderungen sehr verschiedenen Zeiten zugehört. Ein sicheres Kennzeichen solcher Lichtveränderungen ist aber nicht immer, wie lange angenommen worden ist, die Reihenfolge der Buchstaben, welche in der seit dem Anfang des 17ten Jahrhunderts so viel gebrauchten
Uranometria Bayeri
den Sternen beigefügt sind. Argelander hat glücklich erwiesen, daß man von dem alphabetischen Vorrange nicht auf die relative Helligkeit schließen kann, und daß Bayer in der Wahl der Buchstaben sich von der Gestalt und Richtung der Sternbilder habe leiten lassen.
1154)
 
 
136
Photometrische Reihung der Fixsterne.
Ich beschließe diesen zweiten Abschnitt mit einer Tafel, welche den
outlines of Astronomy
von Sir John
Herschel
pag. 645
und
646
entnommen ist. Ich verdanke die Zusammenstellung und lichtvolle Erläuterung derselben meinem gelehrten Freunde, Herrn Dr. 
Galle
, und lasse einen Auszug seines an mich gerichteten Briefes (März 1850) hier folgen:
»Die Zahlen der
photometric scale
in den
outlines of Astronomy
sind Rechnungs-Resultate aus der
vulgar scale
, mittelst durchgängiger Addition von 0,41 erhalten. Zu diesen genaueren Größen-Bestimmungen der Sterne ist der Verf. durch beobachtete Reihenfolgen (
sequences
) ihrer Helligkeit und Verbindung dieser Beobachtungen mit den durchschnittlichen gewöhnlichen Größen-Angaben gelangt (
Capreise
p. 304–352
), wobei insbesondere die Angaben des Catalogs der
Astronomical Society
vom Jahre 1827 zu Grunde gelegt sind (
p. 305
). Die eigentlichen photometrischen Messungen mehrerer Sterne mittelst des Astrometers (
Capreise
p. 353
flgd.) sind bei dieser Tafel nicht unmittelbar benutzt: sondern haben nur im allgemeinen gedient, um zu sehen, wie die gewöhnliche Scale (1, 2, 3te . . . Größe) sich zu den wirklichen Licht-Quantitäten der einzelnen Sterne verhält. Dabei hat sich denn das allerdings merkwürdige Resultat gefunden, daß unsere gewöhnlichen Sterngrößen (1, 2, 3 . . .) ungefähr so abnehmen, wie wenn man einen Stern erster Größe nach und nach in die Entfernungen 1, 2, 3 . . . brächte: wodurch seine Helligkeit nach photometrischem Gesetz die Werthe 1, 
1
/
4
,
1
/
9
,
1
/
16
 . . . erlangen würde(
Capreise
p. 371, 372;
outlines
p. 521, 522
); um aber die Uebereinstimmung noch größer zu machen, sind unsere bisherigen Sterngrößen nur um etwa eine halbe Größe (genauer 0,41) zu erhöhen: so daß ein Stern 2,00ter Größe künftig 2,41ter Größe genannt wird, ein Stern
137
2,5ter Größe künftig 2,91ter Größe u. s. w. Sir John Herschel schlägt daher diese »photometrische« (erhöhte) Scale zur Annahme vor (
Capreise
p. 372,
outl.
p. 522
): welchem Vorschlage man wohl nur beistimmen kann. Denn einestheils ist der Unterschied von der gewöhnlichen Scale kaum merklich (
would hardly be felt
,
Capreise
p. 372
); anderntheils kann die Tafel
outlines
p. 645
flgd. bis zur vierten Größe hinab als Grundlage bereits dienen; und die Größen-Bestimmung der Sterne nach dieser Regel – daß nämlich die Helligkeiten der Sterne 1, 2, 3, 4ter . . . Größe sich genau wie 1, 
1
/
4
,
1
/
9
,
1
/
16
 . . . verhalten sollen: was sie näherungsweise schon jetzt thun – ist demnach zum Theil bereits ausführbar. Als Normalstern erster Größe für die
photometric scale
und als Einheit der Lichtmenge wendet Sir John Herschel α 
Centauri
an (
outl.
p. 523
,
Capreise
p. 372
). Wenn man demnach die photometrische Größe eines Sterns quadrirt, hat man das umgekehrte Verhältniß seiner Lichtmenge zu der von α 
Centauri
. So z. B. hat κ 
Orionis
die photometrische Größe 3, enthält daher
1
/
9
so viel Licht als α 
Centauri
. Zugleich würde die Zahl 3 anzeigen, daß κ 
Orionis
3mal weiter von uns entfernt ist als α 
Centauri
, wenn beide Sterne gleich große und gleich helle Körper sind. Bei der Wahl eines anderen Sterns, z. B. des 4fach helleren Sirius, als Einheit der die Entfernungen andeutenden photometrischen Größen würde sich die erwähnte Gesetzmäßigkeit nicht so einfach erkennen lassen. Auch ist es nicht ohne Interesse, daß von α 
Centauri
die Entfernung mit Wahrscheinlichkeit bekannt und daß dieselbe von den bis jetzt untersuchten die kleinste ist. – Die mindere Zweckmäßigkeit anderer Scalen als der photometrischen (welche nach den Quadraten fortschreitet: 1, 
1
/
4
,
1
/
9
,
1
/
16
 . . .) behandelt der Verfasser in den
outlines
p. 521
. Er erwähnt daselbst geometrische Progressionen: z. B. 1, 
1
/
2
,
1
/
4
,
1
/
8
 . . . oder 1, 
1
/
3
,
1
/
9
,
1
/
27
 . . . . Nach Art einer arithmetischen Progression schreiten die von Ihnen in den Beobachtungen unter dem Aequator während Ihrer amerikanischen Expedition gewählten Abstufungen fort (
Recueil d'Observ. astron.
Vol. I. p. LXXI
und
Schumacher, astron. Nachr.
No. 374). Alle diese Scalen schließen sich der
vulgar scale
weniger an als die photometrische (quadratische) Progression. – In der beigefügten Tafel sind die 190 Sterne der
outlines
, ohne Rücksicht auf südliche oder nördliche Declination, nur nach den Größen geordnet.«
Verzeichniß von 190 Sternen erster bis dritter Größe, nach den Bestimmungen von Sir John Herschel geordnet, und mit genauerer Angabe sowohl der
gewöhnlichen
Größe als der von demselben vorgeschlagenen Eintheilung nach
photometrischer
Größe.
Sterne erster Größe
Stern
gew.
phot.
Stern
gew.
phot.
Sirius
η 
Argus (Var.)
Canopus
α 
Centauri
Arcturus
Rigel
Capella
α 
Lyrae
Procyon
0,08
 —
0,29
0,59
0,77
0,82
1,0:
1,0:
1,0:
0,49
 —
0,70
1,00
1,18
1,23
1,4:
1,4:
1,4:
α 
Orionis
α 
Eridani
Aldebaran
β 
Centauri
α 
Crucis
Antares
α 
Aquilae
Spica
1,0:
1,09
1,1:
1,17
1,2
1,2
1,28
1,38
1,43
1,50
1,5:
1,58
1,6
1,6
1,69
1,79
Sterne zweiter Größe
Stern
gew.
phot.
Stern
gew.
phot.
Formalhaut
β 
Crucis
Pollux
Regulus
α 
Gruis
γ 
Crucis
ε 
Orionis
ε 
Canis
λ 
Scorpii
α 
Cygni
Castor
ε 
Ursae (Var.)
α 
Ursae (Var.)
ζ 
Orionis
β 
Argus
α 
Persei
γ 
Argus
ε 
Argus
η 
Ursae (Var.)
γ 
Orionis
1,54
1,57
1,6:
1,6:
1,66
1,73
1,84
1,86
1,87
1,90
1,94
1,95
1,96
2,01
2,03
2,07
2,08
2,18
2,18
2,18
1,95
1,98
2,0:
2,0:
2,07
2,14
2,25
2,27
2,28
2,31
2,35
2,36
2,37
2,42
2,44
2,48
2,49
2,59
2,59
2,59
α 
Triang. austr.
ε 
Sagittarii
β 
Tauri
Polaris
θ 
Scorpii
α 
Hydrae
δ 
Canis
α 
Pavonis
γ 
Leonis
β 
Gruis
α 
Arietis
σ 
Sagittarii
δ 
Argus
ζ 
Ursae
β 
Andromedae
β 
Ceti
λ 
Argus
β 
Aurigae
γ 
Andromedae
2,23
2,26
2,28
2,28
2,29
2,30
2,32
2,33
2,34
2,36
2,40
2,41
2,42
2,43
2,45
2,46
2,46
2,48
2,50
2,64
2,67
2,69
2,69
2,70
2,71
2,73
2,74
2,75
2,77
2,81
2.82
2,83
2,84
2,86
2,87
2,87
2,89
2,91
Sterne dritter Größe
Stern
gew.
phot.
Stern
gew.
phot.
γ 
Cassiopeiae
α 
Andromedae
θ 
Centauri
α 
Cassiopeiae
β 
Canis
κ 
Orionis
γ 
Geminorum
δ 
Orionis
Algol (Var.)
ε 
Pegasi
γ 
Draconis
β 
Leonis
α 
Ophiuchi
β 
Cassiopeiae
γ 
Cygni
α 
Pegasi
β 
Pegasi
γ 
Centauri
α 
Coronae
γ 
Ursae
ε 
Scorpii
ζ 
Argus
β 
Ursae
α 
Phoenicis
ι 
Argus
ε 
Bootis
α 
Lupi
ε 
Centauri
η 
Canis
β 
Aquarii
δ 
Scorpii
ε 
Cygni
η 
Ophiuchi
γ 
Corvi
α 
Cephei
η 
Centauri
α 
Serpentis
δ 
Leonis
κ 
Argus
β 
Corvi
β 
Scorpii
ζ 
Centauri
ζ 
Ophiuchi
α 
Aquarii
π 
Argus
γ 
Aquilae
δ 
Cassiopeiae
δ 
Centauri
α 
Leporis
δ 
Ophiuchi
ζ 
Sagittarii
η 
Bootis
η 
Draconis
π 
Ophiuchi
β 
Draconis
β 
Librae
γ 
Virginis
μ 
Argus
β 
Arietis
γ 
Pegasi
δ 
Sagittarii
α 
Librae
λ 
Sagittarii
β 
Lupi
ε 
Virginis?
α 
Columbae
θ 
Aurigae
2,52
2 54
2,54
2,57
2,58
2,59
2,59
2,61
2,62
2,62
2,62
2,63
2,63
2,63
2,63
2,65
2,65
2,68
2,69
2,71
2,71
2,72
2,77
2,78
2,80
2,80
2,82
2,82
2,85
2,85
2,86
2,88
2 89
2,90
2,90
2,91
2,92
2,94
2,94
2,95
2,96
2,96
2,97
2,97
2,98
2,98
2,99
2,99
3,00
3,00
3,01
3,01
3,02
3,05
3,06
3,07
3,08
3,08
3,09
3,11
3,11
3,12
3,13
3,14
3,14
3,15
3,17
2,93
2,95
2,95
2,98
2,99
3,00
3,00
3,02
3,03
3,03
3,03
3,04
3,04
3,04
3,04
3,06
3,06
3,09
3,10
3,12
3,12
3,13
3,18
3.19
3,21
3,21
3,23
3,23
3,26
3,26
3,27
3,29
3,30
3,31
3,31
3,32
3,33
3,35
3,35
3,36
3,37
3,37
3,38
3,38
3,39
3,39
3,40
3,40
3,41
3,41
3,42
3,42
3,43
3,46
3,47
3,48
3,49
3,49
3,50
3,52
3,52
3,53
3,54
3,55
3,55
3,56
3,58
β 
Herculis
ι 
Centauri
δ 
Capricorni
δ 
Corvi
α 
Can. ven.
β 
Ophiuchi
δ 
Cygni
ε 
Persei
η 
Tauri?
β 
Eridani
θ 
Argus
β 
Hydri
ζ 
Persei
ζ 
Herculis
ε 
Corvi
ι 
Aurigae
γ 
Urs. min.
η 
Pegasi
β 
Arae
α 
Toucani
β 
Capricorni
ρ 
Argus
ζ 
Aquilae
β 
Cygni
γ 
Persei
μ 
Ursae
β 
Triang. bor.
π 
Scorpii
β 
Leporis
γ 
Lupi
δ 
Persei
φ 
Ursae
ε 
Aurigae (Var.)
υ 
Scorpii
ι 
Orionis
γ 
Lyncis
ζ 
Draconis
α 
Arae
π 
Sagittarii
π 
Herculis
β 
Can. min.?
ζ 
Tauri
δ 
Draconis
μ 
Geminorum
γ 
Bootis
ε 
Geminorum
α 
Muscae
α 
Hydri?
τ 
Scorpii
δ 
Herculis
δ 
Geminorum
q
 
Orionis
β 
Cephei
θ 
Ursae
ζ 
Hydrae
γ 
Hydrae
β 
Triang. austr.
ι 
Ursae
η 
Aurigae
γ 
Lyrae
η 
Geminorum
γ 
Cephei
κ 
Ursae
ε 
Cassiopeiae
θ 
Aquilae
σ 
Scorpii
τ 
Argus
3,18
3,20
3,20
3,22
3,22
3,23
3,24
3,26
3,26
3,26
3,26
3,27
3,27
3,28
3,28
3,29
3,30
3,31
3,31
3,32
3,32
3,32
3,32
3,33
3,34
3,35
3,35
3,35
3,35
3,36
3,36
3,36
3,37
3,37
3,37
3,39
3,40
3,40
3,40
3,41
3,41
3,42
3,42
3,42
3,43
3,43
3,43
3,44
3,44
3,44
3,44
3,45
3,45
3,45
3,45
3,46
3,46
3,46
3,46
3,47
3,48
3,48
3,49
3,49
3 50
3,50
3.50
3,59
3,61
3,61
3,63
3,63
3,64
3,65
3,67
3,67
3,67
3,67
3,68
3,68
3.69
3,69
3,70
3,71
3,72
3,72
3,73
3,73
3,73
3,73
3,74
3,75
3,76
3,76
3,76
3,76
3,77
3,77
3,77
3,78
3,78
3,78
3,80
3,81
3,81
3,81
3,82
3,82
3,83
3,83
3,83
3,84
3,84
3,84
3 85
3,85
3,85
3,85
3,86
3,86
3,86
3.86
3,87
3,87
3,87
3,87
3,88
3,89
3,89
3,90
3,90
3,91
3,91
3,91
142
»Noch könnte auch folgende kleine Tafel der
Lichtmenge
von 17 Sternen erster Größe (wie solche aus den photometrischen Größen folgt) von einigem Interesse sein:
Sirius
η 
Argus
Canopus
α 
Centauri
Arcturus
Rigel
Capella
α 
Lyrae
Procyon
α 
Orionis
α 
Eridani
Aldebaran
β 
Centauri
α 
Crucis
Antares
α 
Aquilae
Spica
   
4.165
  —
2,041
1,000
0,718
0,661
0,510
0,510
0,510
0,489
0,444
0,444
0,401
0,391
0,391
0,350
0,312
so wie die Lichtmenge derjenigen Sterne, die genau erster, zweiter, . . . sechster Größe sind:
Größe nach der gew. Scale
   
Lichtmenge
1,00
2,00
3,00
4,00
5,00
6,00
0,500
0,172
0,086
0,051
0,034
0,024
wobei die Lichtmenge von α
Centauri
durchgängig die Einheit bildet.«
Die früheste Bekanntmachung von
Arago's
Erklärung der Scintillation geschah in dem Anhange zum 4ten Buche meines
Voyage aux Régions équinoxiales
T. I. p. 623
. Ich freue mich, mit den hier folgenden Erläuterungen, welche ich aus den oben (
Anm. 1087
) angegebenen Gründen wieder in dem
Original-Texte
abdrucken lasse, den Abschnitt über das natürliche und telescopische Sehen bereichern zu können:
Des causes de la Scintillation des étoiles.
»Ce qu'il y a de plus remarquable dans le phénomène de la scintillation, c'est le changement de couleur. Ce changement est beaucoup plus fréquent que l'observation ordinaire l'indique. En effet, en agitant la lunette, on transforme l'image dans une ligne ou un cercle, et tous les points de cette ligne ou de ce cercle paraissent de couleurs différentes. C'est la résultante de la superposition de toutes ces images que l'on voit, lorsqu'on laisse la lunette immobile. Les rayons qui se réunissent au foyer d'une lentille, vibrent d'accord ou en désaccord, s'ajoutent ou se détruisent, suivant que les couches qu'ils ont traversées, ont telle ou telle réfringence. L'ensemble des rayons rouges peut se détruire
seul
, si ceux de droite et de gauche et ceux de haut et de bas ont traversé des milieux inégalement réfringents. Nous avons dit
seul
, parce que la différence de réfringence qui correspond à la destruction du rayon rouge, n'est pas la même que celle qui amène la destruction du rayon vert, et réciproquement. Maintenant si des rayons rouges sont détruits, ce qui reste, sera le blanc moins le rouge, c'est-à-dire du vert. Si le vert an contraire est détruit par
interférence
, l'image sera du blanc moins le vert, c'est-à-dire du rouge. Pour expliquer pourquoi les planètes à grand diamètre ne scintillent pas ou très peu, il faut se rappeler que le disque peut être considéré comme une aggrégation d'étoiles ou de petits points qui scintillent isolément; mais les images de différentes couleurs que chacun de ces points pris isolément donnerait, empiétant les unes sur les autres, formeraient du blanc. Lorsqu'on place un diaphragme ou un bouchon percé d'un trou sur l'objectif d'une lunette, les étoiles acquièrent un disque entouré d'une série d'anneaux lumineux. Si l'on enfonce l'oculaire, le disque de l'étoile augmente de diamètre, et il se produit dans son centre un trou obscur; si on l'enfonce davantage, un point lumineux se substitue au point noir. Un nouvel enfoncement donne naissance à un centre noir, etc. Prenons la lunette lorsque le centre de l'image est noir, et visons à une étoile qui ne scintille pas: le centre restera noir, comme il l'était auparavant. Si au contraire on dirige la lunette à une étoile qui scintille, on verra le centre de l'image lumineux et obscur par intermittence. Dans la position où le centre de l'image est occupé par un point lumineux, on verra ce point disparaître et renaître successivement. Cette disparition ou réapparition du point central est la preuve directe de l'
interférence
variable des rayons. Pour bien concevoir l'absence de lumière au centre de ces images dilatées, il faut se rappeler que les rayons régulièrement réfractés par l'objectif ne se réunissent et ne peuvent par conséquent
interférer
qu'au foyer: par conséquent les images dilatées que ces rayons peuvent produire, resteraient toujours pleines (sans trou). Si dans une certaine position de l'oculaire un trou se présente au centre de l'image, c'est que les rayons régulièrement réfractés
interfèrent
avec des rayons
diffractés
sur les bords du diaphragme circulaire. Le phénomène n'est pas constant, parce que les rayons qui interfèrent dans un certain moment, n'interfèrent pas un instant après, lorsqu'ils ont traversé des couches atmosphériques dont le pouvoir réfringent a varié. On trouve dans cette expérience la preuve manifeste du rôle que joue dans le phénomène de la scintillation l'inégale réfrangibilité des couches atmosphériques traversées par les rayons dont le faisceau est très étroit.«
»Il résulte de ces considérations que l'explication des scintillations ne peut être rattachée qu'aux phénomènes des
interférences lumineuses
. Les rayons des étoiles, après avoir traversé une atmosphère où il existe des couches inégalement chaudes, inégalement denses, inégalement humides, vont se réunir au foyer d'une lentille, pour y former des images d'intensité et de couleurs perpétuellement changeantes, c'est-à-dire des images telles que la scintillation les présente. Il y a aussi scintillation hors du foyer des lunettes. Les explications proposées par Galilei, Scaliger, Kepler, Descartes, Hooke, Huygens, Newton et John Michell, que j'ai examinées dans un mémoire présenté à l'Institut en 1840 (
Comptes rendus
T. X. p. 83), sont inadmissibles. Thomas Young, auquel nous devons les premières lois des interférences, a cru inexplicable le phénomène de la scintillation. La fausseté de l'ancienne explication par des vapeurs qui voltigent et déplacent, est dejà prouvée par la circonstance que nous voyons la scintillation des yeux, ce qui supposerait un déplacement d'une minute. Les ondulations du bord du Soleil sont de 4" à 5" et peut-être des pièces qui
manquent
, donc encore effet de l'interférence des rayons.«
(
Auszüge aus Handschriften von Arago
1847.)
 
Arago
im
Annuaire
pour 1831 p. 168
.
 
Aristot
.
de Coelo
II, 8 p. 290
Bekker.
 
Kosmos
Bd. II. S. 363
.
 
Causae scintillationis
in
Kepler
de Stella nova in pede Serpentarii
1606 cap. 18 p. 92–97
.
 
Lettre de
Mr.
Garcin
, Dr. en Méd., à Mr. de
Réaumur
in der
Hist. de l'Académie Royale des Sciences
Année 1743 p. 28–32
.
 
S.
Voyage aux Régions équin.
T. I. p. 511
und
512, T. II. p. 202–208
; auch meine
Ansichten der Natur
, dritte Ausg. Bd. I. S. 29 und 225.
»En Arabie«
, sagt
Garcin
,
»de même qu'à Bender-Abassi, port fameux du Golfe Persique, l'air est parfaitement serein presque toute l'année. Le printemps, l'été et l'automne se passent, sans qu'on y voie la moindre rosée. Dans ces mêmes temps tout le monde couche dehors sur le haut des maisons. Quand on est ainsi couché, il n'est pas possible d'exprimer le plaisir qu'on prend à contempler la beauté du ciel, l'éclat des étoiles. C'est une lumière pure, ferme et éclatante, sans étincellement. Ce n'est qu'au milieu de l'hiver que la Scintillation, quoique très faible, s'y fait apercevoir.«
Garcin
in der
Hist. de l'Acad. des Sc.
1743 p. 30
.
 
Von den Täuschungen sprechend, welche die Geschwindigkeiten des Schalles und des Lichts veranlassen, sagt
Bacon:
»atque hoc cum similibus nobis quandoque dubitationem peperit plane monstrosam; videlicet, utrum coeli sereni et stellati facies ad idem tempus cernatur, quando vere existit, an potius aliquanto post; et utrum non sit (quatenus ad visum coelestium) non minus tempus verum et tempus visum, quam locus verus et locus visus, qui notatur ab astronomis in parallaxibus. Adeo incredibile nobis videbatur, species sive radios corporum coelestium, per tam immensa spatia milliarium, subito deferri posse ad visum; sed potius debere eas in tempore aliquo notabili delabi. Verum illa dubitatio (quoad majus aliquod intervallum temporis inter tempus verum et visum) postea plane evanuit, reputantibus nobis.....«
The Works
of Francis
Bacon
Vol. I. Lond. 1740 (
Novum Organum
) p. 371.
Er nimmt dann, ganz nach Art der Alten, eine eben geäußerte wahre Ansicht wieder zurück. – Vergl.
Somerville
,
the Connexion of the Physical Sciences
p. 36
und
Kosmos
Bd. I. S. 161
.
 
S.
Arago's
Entwickelung seiner Methode im
Annuaire du Bureau des Longitudes
pour 1842 p. 337–343. »L'observation attentive des phases d'Algol à six mois d'intervalle servira à déterminer directement la vitesse de la lumière de cette étoile. Près du maximum et du minimum le changement d'intensité s'opère lentement; il est au contraire rapide à certaines époques intermédiaires entre celles qui correspondent aux deux états extrêmes, quand Algol, soit en diminuant, soit en augmentant d'éclat, passe par la troisième grandeur.«
 
Newton
,
Opticks
2
d
Ed. (Lond. 1718) p. 325: light moves from the Sun to us 7 or 8 minutes of time«
. Newton vergleicht die Geschwindigkeit des Schalles (1140 
feet
in 1") mit der des Lichtes. Wenn er für die letztere, nach Beobachtungen von Verfinsterungen der Jupiterstrabanten (der Tod des großen Mannes fällt ohngefähr ein halbes Jahr vor Bradley's Entdeckung der Aberration), von der Sonne zur Erde 7' 30" rechnet, bei der Annahme von einem Abstand von 70 Millionen englischer Meilen; so durchläuft das Licht in jeder Zeitsecunde 155555
5
/
9
engl. Meilen. Die Reduction dieser Meilen auf geographische (15=1°) ist Schwankungen unterworfen, je nachdem man die Gestalt der Erde verschieden annimmt. Nach Encke's genauen Annahmen im Jahrbuch für 1852 gehen (wenn nach Dove 1 engl. Meile = 5280 engl. Fuß = 4954,206 Pariser Fuß) 69,1637 engl. Meilen auf einen Aequatorial-Grad. Für Newton's Angabe folgt demnach eine Lichtgeschwindigkeit von 33736 geogr. Meilen. Newton hat aber die Sonnen-Parallaxe zu 12" angenommen. Ist diese, wie sie Encke's Berechnung des Venus-Durchganges gegeben hat, 8",57116; so wird damit die Entfernung größer, und man erhält für die Lichtgeschwindigkeit (bei 7½ Minuten) 47232 geogr. Meilen für eine Zeitsecunde: also zu viel, statt vorher zu wenig. Es ist gewiß sehr merkwürdig, und von
Delambre
(
Hist. de l'Astronomie moderne
T. II. p. 653
) nicht bemerkt worden, daß Newton: während die Angaben des Lichtweges in dem Halbmesser der Erdbahn seit Römer's Entdeckung 1675 bis zum Anfang des 18ten Jahrhunderts, übertrieben hoch, zwischen 11' und 14' 10" schwankten; vielleicht auf neuere englische Beobachtungen des ersten Trabanten gestützt, der Wahrheit (dem jetzt angenommenen Struvischen Resultate) ohngefähr bis auf 47" nahe kam. Die älteste Abhandlung, in welcher Römer, Picard's Schüler, der Akademie seine Entdeckung vortrug, war vom 22 Nov. 1675. Er fand durch 40 Aus- und Eintritte der Jupiterstrabanten,
»un retardement de lumière de 22 minutes par l'intervalle qui est le double de celui qu'il y a d'ici au Soleil«
(
Mémoires de l'Acad.
de 1666–1699 T. X. 1730 p. 400
). Cassini bestritt nicht die Thatsache der Verlangsamung; aber er bestritt das angegebene Zeitmaaß: weil (was sehr irrig ist) verschiedene Trabanten andere Resultate darböten.
Du Hamel
, der Secretär der Pariser Akademie (
Regiae scientiarum Academiae Historia
1698 p. 145
), giebt, 17 Jahre nachdem Römer Paris verlassen hatte, und doch ihn bezeichnend, 10 bis 11 Minuten an; aber wir wissen durch Peter
Horrebow
(
Basis Astronomiae sive Triduum Roemerianum
1735 p. 122–129
), daß Römer, als er 1704, also 6 Jahre vor seinem Tode, ein eigenes Werk über die Geschwindigkeit des Lichtes herausgeben wollte, bei dem Resultate von 11' fest beharrte: eben so
Huygens
(
tract. de Lumine
cap. 1 p. 7
). Ganz anders verfährt Cassini; er findet für den ersten Trabanten 7' 5", für den zweiten 14' 12", und legt für seine Jupiterstafeln zum Grunde 14' 10"
pro peragrando diametri semissi
. Der Irrthum war also im Zunehmen. (Vergl.
Horrebow
,
Triduum
p. 129
;
Cassini
,
Hypothèses et Satellites de Jupiter
in den
Mém. de l'acad.
1666–1699 T. VIII. p. 435
und
475
;
Delambre
,
Hist. de l'Astr. mod.
T. II. p. 751
und
782
;
du Hamel
,
Physica
p. 435
)
 
Delambre
,
Histoire de l'Astronomie moderne
T. II. p. 653
.
 
Reduction of Bradley's observations at Kew and Wansted
1836 p. 22
;
Schumacher's astr. Nachr.
Bd. XIII. 1836 No. 309. (Vergl.
miscellaneous Works and Correspondence
of the Rev. James
Bradley
, by Prof.
Rigaud
, Oxford 1832.
) – Ueber die bisherigen Erklärungsversuche der Aberration nach der Undulations-Theorie des Lichts s.
Doppler
in den
Abhandl. der Kön. böhmischen Gesellschaft der Wiss.
5te Folge Bd. III. S. 745–765. Ungemein merkwürdig ist für die Geschichte großer astronomischer Entdeckungen, daß Picard mehr als ein halbes Jahrhundert vor Bradley's eigentlicher Entdeckung und Erklärung der Ursach der Aberration, wahrscheinlich seit 1667, eine wiederkehrende Bewegung des Polarsternes von ohngefähr 20" bemerkt, welche »weder Wirkung der Parallaxe noch der Refraction sein könne und in entgegengesetzten Jahreszeiten sehr regelmäßig sei« (
Delambre
,
Hist. de l'Astr. moderne
T. II. p. 616
). Picard war auf dem Wege die Geschwindigkeit des directen Lichts früher zu entdecken, als sein Schüler Römer die Geschwindigkeit des reflectirten Lichtes bekannt machte.
 
Schum. astr. Nachr.
Bd. XXI. 1844 No. 484;
Struve
,
études d'Astr. stellaire
p. 103
und
107
(vergl.
Kosmos
Bd. I. S. 160
). Wenn in dem
Annuaire
pour 1842 p. 287
die Geschwindigkeit des Lichts in der Secunde zu 308000 Kilometern oder 77000
lieues
(also jede zu 4000 Metern) geschätzt wird, so steht diese Angabe der neuen Struvischen am nächsten. Sie giebt 41507 geogr. Meilen, die der Pulkowaer Sternwarte 41549. Ueber den Unterschied der Aberration des Polarsternes und seines Begleiters, und Struve's eigene neuere Zweifel s.
Mädler, Astronomie
1849 S. 393. Ein noch größeres Resultat für den Lichtweg von der Sonne zur Erde giebt William Richardson: nämlich 8' 19",28: wozu die Geschwindigkeit von 41422 geogr. Meilen gehört. (
Mem. of the Astron. Soc.
Vol. IV. P. 1 p. 68.
)
 
Fizeau giebt sein Resultat in
lieues
an, deren 25 auf einen Aequatorial-Grad gehen und welche demnach 4452 Meter haben; zu 70000 solcher
lieues
in der Secunde. Ueber frühere Versuche von Fizeau s.
Comptes rendus
T. XXIX. 1849 p. 92
. In
Moigno's
Répert. d'Optique moderne
P. III. p. 1162
ist das Resultat zu 70843
lieues
(25=1°) angegeben: also 42506 geogr. Meilen, dem Resultat von Bradley nach Busch am nächsten.
 
»D'après la théorie mathématique dans le système des ondes, les rayons de différentes couleurs, les rayons dont les ondulations sont inégales, doivent néanmoins se propager dans l'Éther avec la même vitesse. II n'y a pas de différence à cet égard entre la propagation des ondes sonores, lesquelles se propagent dans l'air avec la même rapidité. Cette égalité de propagation des ondes sonores est bien établie expérimentalement par la similitude d'effet que produit une musique donnée à toutes distances du lieu où l'on l'exécute. La principale difficulté, je dirai l'unique difficulté qu'on eût élevée contre le système des ondes, consistait donc à expliquer, comment la vitesse de propagation des rayons de différentes couleurs dans des corps différents pouvait être dissemblable et servir à rendre compte de l'inégalité de réfraction de ces rayons ou de la dispersion. On a montré récemment que cette difficulté n'est pas insurmontable; qu'on peut constituer l'Éther dans les corps inégalement denses de manière que des rayons à ondulations dissemblables s'y
propagent
avec des vitesses inégales: reste à déterminer, si les conceptions des géomètres à cet égard sont conformes à la nature des choses. Voici les amplitudes des ondulations déduites expérimentalement d'une série de faits relatifs aux interférences:
mm
violet
...
0,000423
jaune
...
0,000551
rouge
...
0,000620.
La vitesse de transmission des rayons de différentes couleurs dans les espaces célestes est la même dans le système des ondes et tout à fait indépendante de l'étendue ou de la vitesse des ondulations.«
Arago, Handschr.
von 1849. Vergl. auch
Annuaire
pour 1842 p. 333–336
. – Die Länge der Lichtwelle des Aethers und die Geschwindigkeit der Schwingungen bestimmen den Charakter der Farbenstrahlen. Zum Violett, dem am meisten refrangibeln Strahle, gehören 662; zum Roth, dem am wenigsten refrangibeln Strahle, (bei größter Wellenlänge) nur 451 Billionen Schwingungen in der Secunde.
 
»J'ai prouvé, il y a bien des années, par des observations directes, que les rayons des étoiles vers lesquelles la Terre marche, et les rayons des étoiles dont la Terre s'éloigne, se réfractent exactement de la même quantité. Un tel résultat ne peut se concilier
avec la théorie de l'émission
qu'à l'aide d'une addition importante à faire à cette théorie: il faut admettre que les corps lumineux émettent des rayons de toutes les vitesses, et que les seuls rayons d'une vitesse déterminée sont visibles, qu'eux seuls produisent dans l'oeil la sensation de lumière. Dans la théorie de l'émission, le rouge, le jaune, le vert, le bleu, le violet solaires sont respectivement accompagnés de rayons pareils, mais obscurs par défaut ou par excès de vitesse. A plus de vitesse correspond une moindre réfraction, comme moins de vitesse entraîne une réfraction plus grande. Ainsi chaque rayon rouge visible est accompagné de rayons obscurs de la même nature, qui se réfractent les uns plus, les autres moins que lui: ainsi
il existe des rayons dans les stries noires
de la portion rouge du spectre; la même chose doit être admise des stries situées dans les portions jaunes, vertes, bleues et violettes.«
Arago
in den
Comptes rendus de l'Acad. des Sciences
T. XVI. 1843 p. 404
. (Vergl. auch
T. VIII. 1839 p. 326
und
Poison
,
traité de Mécanique
2de éd. 1833 T. I. § 168
) Nach den Ansichten der Undulations-Theorie senden die Gestirne Wellen von unendlich verschiedenen transversalen Oscillations-Geschwindigkeiten aus.
 
Wheatstone
in den
Philos. Transact. of the Royal Soc.
for 1834 p. 589
und
591
. Aus den in dieser Abhandlung beschriebenen Versuchen scheint zu folgen, daß das menschliche Auge fähig ist Lichterscheinungen zu empfinden (
p. 591
), »deren Dauer auf ein Millionen-Theilchen einer Secunde eingeschränkt ist«. Ueber die im Texte erwähnte Hypothese, nach welcher das Sonnenlicht unserem Polarlicht analog ist, s. Sir John
Herschel
,
results of Astron. Observ. at the Cape of Good Hope
1847 p. 351
. Der scharfsinnigen Anwendung eines durch Breguet vervollkommneten Wheatstonischen Drehungs-Apparats, um zwischen der Emissions- und Undulations-Theorie zu entscheiden: da nach der ersteren das Licht schneller, nach der zweiten langsamer durch Wasser als durch Luft geht, hat
Arago
schon in den
Comptes rendus
T. VII. 1838 p. 956
erwähnt. (Vergl.
Comptes rendus
T. XXX. 1850 p. 489–495
und
556
.)
 
Steinheil
in
Schumacher's astr. Nachr.
No. 679 (1849) S. 97–100;
Walker
in den
Proceedings of the American Philosophical Society
Vol. V. p. 128
. (Vergl. ältere Vorschläge von Pouillet in den
Comptes rendus
T. XIX. p. 1386.
) Noch neuere sinnreiche Versuche von Mitchel, Director der Sternwarte von Cincinnati (
Gould's
Astron. Journal
dec. 1849 p. 3: on the velocity of the electr. wave
), und von Fizeau und Gounelle zu Paris (April 1850) entfernen sich zugleich von Wheatstone's und Walker's Resultaten. Auffallende Unterschiede von Leitung durch Eisen und Kupfer zeigen die Versuche in den
Comptes rendus
T. XXX. 1850 p. 439
.
 
S.
Poggendorff
in seinen
Annalen
Bd. LXXIII. 1848 S. 337 und
Pouillet
in
Comptes rendus
T. XXX. p. 501
.
 
Rieß
in
Poggend. Ann.
Bd. 78. S. 433. – Ueber die Nichtleitung des zwischenliegenden Erdreichs s. die wichtigen Versuche von Guillemin
sur le courant dans une pile isolée et sans communication entre les póles
in den
Comptes rendus
T. XXIX. 1849 p. 521. »Quand on remplace un fil par la terre dans les télégraphes électriques, la terre sert plutôt de réservoir commun que de moyen d'union entre les deux extrémités du fil.«
 
(S. 97.)
Mädler, Astr.
S. 380.
Laplace
nach
Moigno
,
Répertoire d'Optique moderne
1847 T. I. p. 72: »Selon la théorie de l'émission on croit pouvoir démontrer que si le diamètre d'une étoile fixe serait 250 fois plus grand que celui du soleil, sa densité restant la même, l'attraction exercée à sa surface détruirait la quantité de mouvement de la molécule lumineuse émise, de sorte qu'elle serait invisible à de grandes distances.«
Wenn man dem Arcturus mit William Herschel einen scheinbaren Durchmesser von 0",1 zuschreibt, so folgt aus dieser Annahme, daß der wirkliche Durchmesser dieses Sterns nur 11mal größer ist als der unserer Sonne (
Kosmos
Bd. I. S. 153
und 415 [
Anm. 106
]). Nach der obigen Betrachtung über eine der Ursachen des Nichtleuchtens würde bei sehr verschiedenen Dimensionen der Weltkörper die Lichtgeschwindigkeit verschieden sein müssen: was bisher durch die Beobachtung keinesweges bestätigt ist. (
Arago
in den
Comptes rendus
T. VIII. 1839 p. 326: »les expériences sur l'égale déviation prismatique des étoiles vers lesquelles la terre marche ou dont elle s'éloigne, rend compte de l'égalité de vitesse apparente des rayons de toutes les étoiles.«
)
 
Eratosthenes
,
Catasterismi
ed.
Schaubach 1795 und
Eratosthenica
ed. Ged.
Bernhardy
1822 p. 110
bis
116
. Die Beschreibung unterscheidet unter den Sternen λαμπρους (μεγάλους) und αμαυρους (
cap. 2, 11, 41
). Eben so Ptolemäus; bei ihm beziehen sich οι αμόρφωτοι nur auf die Sterne, welche nicht
förmlich
zu einem Sternbilde gehören.
 
Ptol. Almag.
ed.
Halma
T. II. p. 40
und in
Eratosth
.
Catast.
cap. 22 p. 18
: η δε κεφαλη και η άρπη άναπτος οραται, δια δε νεφελώδους συστροφης δοκει τισιν ορασθαι. Eben so
Geminus
,
Phaenom.
(ed. Hilderico 1590) p. 46
.
 
Kosmos
Bd. II. S. 369
und
514 (Anm. 946)
.
 
Muhamedis Alfragani Chronologica et Astronomica elementa
1590 cap. XXIV p. 118
.
 
Einige Handschriften des Almagest deuten auch auf solche Unterabtheilungen oder Zwischenclassen hin, da sie den Größen-Bestimmungen die Wörter μείζων oder ελάσσων zufügen (
Cod. Paris. No. 2389
). Tycho drückte diese Mehrung und Minderung durch Punkte aus.
 
Sir John
Herschel
,
outl. of Astr.
p. 520–527
.
 
Das ist die Anwendung des Spiegelsextanten zur Bestimmung der Lichtstärke der Sterne, dessen ich mich mehr noch als der Diaphragmen, die mir Borda empfohlen hatte, unter den Tropen bedient habe. Ich begann die Arbeit unter dem schönen Himmel von Cumana und setzte sie später in der südlichen Hemisphäre, unter weniger günstigen Verhältnissen, auf der Hochebene der Andes und an dem Südsee-Ufer bei Guayaquil bis 1803 fort. Ich hatte mir eine willkührliche Scale gebildet, in der ich Sirius als den glänzendsten aller Fixsterne = 100 setzte; die Sterne 1ter Größe zwischen 100 und 80, die 2ter Größe zwischen 80 und 60, die 3ter Größe zwischen 60 und 45, die 4ter zwischen 45 und 30, die 5ter zwischen 30 und 20. Ich musterte besonders die Sternbilder des Schiffes und des Kranichs, in denen ich seit La Caille's Zeit Veränderungen zu finden glaubte. Mir schien, nach sorgfältigen Combinationen der Schätzung und andere Sterne als Mittelstufen benutzend,
Sirius
so viel lichtstärker als
Canopus
, wie α 
Centauri
lichtstärker ist als
Achernar
. Meine Zahlen können wegen der oben erwähnten Classification keinesweges
unmittelbar
mit denen verglichen werden, welche Sir John Herschel schon seit 1838 bekannt gemacht hat. (S. mein
Recueil d'Observ. astr.
Vol. I. p. LXXI
und
Relat. hist. du Voy. aux Régions équin.
T. I. p. 518
und
624
; auch
Lettre
de Mr. de
Humboldt
à Mr.
Schumacher
en Févr. 1839
, in den
astr. Nachr.
No. 374.) In diesem Briefe heißt es:
Mr. Arago, qui possède des moyens photométriques entièrement différents de ceux qui ont été publiés jusqu'ici, m'avait rassuré sur la partie des erreurs qui pouvaient provenir du changement d'inclinaison d'un miroir entamé sur la face intérieure. Il blâme d'ailleurs le principe de ma méthode et le regarde comme peu susceptible de perfectionnement, non seulement à cause de la différence des angles entre l'étoile vue directement et celle qui est amenée par réflexion, mais surtout parce que le résultat de la mesure d'intensité dépend de la partie de l'oeil qui se trouve en face de l'oculaire. Il y a erreur lorsque la pupille n'est pas très exactement à la hauteur de la limite inférieure de la portion non entamée du petit miroir.«
 
Vergl.
Steinheil, Elemente der Helligkeits-Messungen am Sternenhimmel
München 1836 (
Schum. astr. Nachr.
No. 609) und John
Herschel
,
results of Astronomical Observations made during the years 1834–1838, at the Cape of Good Hope
(Lond. 1847), p. 353–357
. Mit dem Photometer von Steinheil hat Seidel 1846 die Licht-Quantitäten mehrerer Sterne erster Größe, welche in unseren nördlichen Breiten in hinreichender Höhe erscheinen, zu bestimmen versucht. Er setzt Wega = 1, und findet dann: Sirius 5,13; Rigel, dessen Glanz im Zunehmen sein soll, 1,30; Arcturus 0,84; Capella 0.83; Procyon 0,71; Spica 0,49; Atair 0,40; Aldebaran 0,36; Deneb 0,35; Regulus 0,34; Pollux 0,30. Beteigeuze fehlt, weil er veränderlich ist: wie sich besonders zwischen 1836 und 1839 (
outlines
p. 523
) gezeigt hat.
 
Vergl. für die numerischen Fundamente photometrischer Resultate 4 Tafeln von Sir John
Herschel
in den Cap-Beobachtungen
a) p. 341, b) p. 367–371, c) p. 440
und
d)
in den
outlines of Astr.
p. 522–525
und
645–646
. Für eine bloße Reihung ohne Zahlen s. das
Manual of scientific Enquiry prepared for the use of the Navy
1849 p. 12
. Um die bisher übliche conventionelle Sprache (die alte Classen-Eintheilung nach Größen) zu vervollkommnen, ist in den
outlines of Astronomy
p. 645
der
vulgar Scale of Magnitudes
, die am Ende dieses Abschnittes mit Verbindung der nördlichen und südlichen Sterne eingeschaltet werden soll, eine
Scale of photometric Magnitudes
beigefügt: bloß durch Addition von 0,41; wie in der
Capreise
p. 370
umständlicher erklärt wird.
 
Argelander, Durchmusterung des nördl. Himmels
zwischen 45° und 80° Decl. 1846 S. XXIV–XXVI; Sir John
Herschel
,
Astr. Observ. at the Cape of Good Hope
p. 327, 340
und
365
.
 
A. a. O.
p. 304
und
outl.
p. 522
.
 
Philos. Transact.
Vol. LVII. for the year 1767 p. 234
.
 
Wollaston
in den
Philos. Transact.
for 1829 p. 27
,
Herschel's
outlines
p. 553
. Wollaston's Vergleichung des Sonnen- und Mondlichts ist von 1799 und auf Schatten von Kerzenlicht gegründet, während daß in den Versuchen mit Sirius 1826 und 1827 von einer Glaskugel reflectirte Bilder angewandt wurden. Die früheren Angaben der Intensität der Sonne in Verhältniß zum Monde weichen sehr von dem hier gegebenen Resultate ab. Sie waren bei Michell und Euler aus theoretischen Gründen 450000 und 374000, bei Bouguer nach Messungen von Schatten der Kerzenlichte gar nur 300000. Lambert will, daß Venus in ihrer größten Lichtstärke 3000mal schwächer als der Vollmond sei. Nach Steinheil müßte die Sonne 3286500mal weiter entfernt werden, als sie es jetzt ist, um dem Erdbewohner wie Arctur zu erscheinen (
Struve
,
Stellarum compositarum Mensurae micrometricae
p. CLXIII
); und Arctur hat nach John Herschel für uns nur die halbe Lichtstärke von Canopus (
Herschel
,
Observ. at the Cape
p. 34
). Alle diese Intensitäts-Verhältnisse: besonders die wichtige Vergleichung der Lichtstärke von Sonne, Vollmond und dem nach Stellung zur reflectirenden Erde so verschiedenen, aschfarbigen Lichte unseres Trabanten; verdienen eine endliche, viel ernstere Untersuchung.
 
Outlines of Astronomy
p. 553,
Astronomical Observ. at the Cape of Good Hope
p. 363
.
 
William
Herschel
on the Nature of the Sun and Fixed Stars
in den
Philos. Transact.
for 1795 p. 62
und
on the Changes that happen to the Fixed Stars
in den
Philos. Transact.
for 1796 p. 186
. Vergl. auch Sir John
Herschel
,
Observ. at the Cape
p. 350–352
.
 
Extrait d'une Lettre de
Mr.
Arago
à Mr. de
Humboldt
(mai 1850)
.
a) Mesures photométriques.
»Il n'existe pas de Photomètre proprement dit, c'est-à-dire d'instrument donnant l'intensité d'une lumière isolée; le Photomètre de Leslie, à l'aide duquel il avait en l'audace de vouloir comparer la lumière de la lune à la lumière du soleil, par des actions calorifiques, est complètement défectueux. J'ai prouvé, en effet, que ce prétendu Photomètre monte quand on l'expose à la lumière du soleil, qu'il descend sous l'action de la lumière du feu ordinaire, et qu'il reste complètement stationnaire lorsqu'il reçoit la lumière d'une lampe d'Argand. Tout ce qu'on a pu faire jusqu'ici, c'est de comparer entr'elles deux lumières en présence, et cette comparaison n'est même à l'abri de toute objection que lorsqu'on ramène ces deux lumières à l'égalité par un affaiblissement graduel de la lumière la plus forte. C'est comme criterium de cette égalité que j'ai employé les anneaux colorés. Si on place l'une sur l'autre deux lentilles d'un long foyer, il se forme autour de leur point de contact des anneaux colorés tant par voie de réflexion que par voie de transmission. Les anneaux réfléchis sont complémentaires en couleur des anneaux transmis; ces deux séries d'anneaux se neutralisent mutuellement quand les deux lumières qui les forment et qui arrivent simultanément sur les deux lentilles, sont égales entr'elles.«
»Dans le cas contraire on voit des traces ou d'anneaux réfléchis ou d'anneaux transmis, suivant que la lumière qui forme les premiers, est plus forte ou plus faible que la lumière à laquelle on doit les seconds. C'est dans ce sens seulement que les anneaux colorés jouent un rôle dans les mesures de la lumière auxquelles je me suis livré.«
b) Cyanomètre.
»Mon cyanomètre est une extension de mon polariscope. Ce dernier instrument, comme tu sais, se compose d'un tube fermé à l'une de ses extrémités par une plaque de cristal de roche perpendiculaire à l'axe, de 5 millimètres d'épaisseur: et d'un prisme doué de la double réfraction, placé du côte de l'oeil. Parmi les couleurs variées que donne cet appareil, lorsque de la lumière polarisée le traverse, et qu'on fait tourner le prisme sur lui-même, se trouve par un heureux hasard la nuance du bleu de ciel. Cette couleur bleue fort affaiblie, c'est-à-dire très mélangée de blanc lorsque la lumière est presque neutre, augmente d'intensité – progressivement à mesure que les rayons qui pénètrent dans l'instrument, renferment une plus grande proportion de rayons polarisés.«
»Supposons donc que le polariscope soit dirigé sur une feuille de papier blanc; qu'entre cette feuille et la lame de cristal de roche il existe une pile de plaques de verre susceptible de changer d'inclinaison, ce qui rendra la lumière éclairante du papier plus ou moins polarisée la couleur bleue fournie par l'instrument va en augmentant avec l'inclinaison de la pile, et l'on s'arrête lorsque cette couleur paraît la même que celle de la région de l'atmosphère dont on veut déterminer la teinte cyanométrique, et qu'on regarde à l'oeil nu immédiatement à côté de l'instrument. La mesure de cette teinte est donnée par l'inclinaison de la pile. Si cette dernière partie de l'instrument se compose du même nombre de plaques et d'une même espèce de verre, les observations faites dans divers lieux seront parfaitement comparables entr'elles.«
 
Argelander
de fide Uranometriae Bayeri
1842 p. 14–23. »In eadem classe littera prior majorem splendorem nullo modo indicat« (§ 9)
. Durch Bayer ist demnach gar nicht erwiesen, daß Castor 1603 lichtstärker gewesen sei als Pollux.