263
V.
Eigene Bewegung der Fixsterne. – Problematische Existenz dunkler Weltkörper. – Parallaxe. – Gemessene Entfernung einiger Fixsterne. – Zweifel über die Annahme eines Centralkörpers für den ganzen Fixsternhimmel.
Neben den Veränderungen der Lichtstärke zeigt der Fixsternhimmel, als solcher und im Widerspruch mit seiner Benennung, auch Veränderungen durch die perpetuirlich fortschreitende Bewegung der einzelnen Fixsterne. Es ist schon früher daran erinnert worden, wie, ohne daß dadurch im allgemeinen das Gleichgewicht der Sternsysteme gestört werde, sich kein fester Punkt am ganzen Himmel befindet; wie von den hellen Sternen, welche die ältesten unter den griechischen Astronomen beobachtet haben, keiner seinen Platz im Weltraume unverändert behauptet hat. Die Ortsveränderung ist in zweitausend Jahren bei Arctur, bei μ der Cassiopea und bei einem Doppelstern im Schwan durch Anhäufung der jährlichen eigenen Bewegung auf 2½, 3½ und 6 Vollmond-Breiten angewachsen. Nach dreitausend Jahren werden etwa 20 Fixsterne ihren Ort um 1° und mehr verändert haben.
1278)
Da nun die gemessenen eigenen Bewegungen der Fixsterne von
1
/
20
bis 7,°7 Secunden steigen (also im Verhältniß von wenigstens 1 : 154 verschieden sind), so bleiben auch der relative Abstand der Fixsterne unter einander und die Configuration der
264
Constellationen in langen Perioden nicht dieselben. Das südliche Kreuz wird in der Gestalt, welche jetzt dies Sternbild zeigt, nicht immer am Himmel glänzen: da die 4 Sterne, welche es bilden, mit ungleicher Geschwindigkeit eines verschiedenen Weges wandeln. Wie viele Jahrtausende bis zur völligen Auflösung verfließen werden, ist nicht zu berechnen. In den Raumverhältnissen und in der Zeitdauer giebt es kein absolutes Großes und Kleines.
Will man unter einem allgemeinen Gesichtspunkt zusammenfassen, was an dem Himmel sich verändert und was im Lauf der Jahrhunderte den
physiognomischen Charakter
der Himmelsdecke, den Anblick des Firmaments an einem bestimmten Orte, modificirt; so muß man aufzählen als wirksame Ursachen solcher Veränderung: 1) das Vorrücken der Nachtgleichen und das Wanken der Erdachse: durch deren gemeinsame Wirkung neue Sterne am Horizont aufsteigen, andere unsichtbar werden; 2) die periodische und unperiodische Veränderung der Lichtstärke vieler Fixsterne; 3) das Auflodern neuer Sterne, von denen einige wenige am Himmel verblieben sind; 4) das Kreisen telescopischer Doppelsterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Zwischen diesen sich langsam und ungleich in Lichtstärke und Position verändernden sogenannten
Fixsternen
vollenden ihren schnelleren Lauf 20 Hauptplaneten, von denen fünf zusammen 20 Satelliten darbieten. Es bewegen sich also außer den ungezählten, gewiß auch rotirenden Fixsternen 40 bis jetzt (October 1850) aufgefundene planetarische Körper. Zur Zeit des Copernicus und des großen Vervollkommners der Beobachtungskunst Tycho waren nur 7 bekannt. Fast 200 berechnete Cometen: deren 5
von
265
kurzem Umlauf
und
innere
, d. h. zwischen den Bahnen der Hauptplaneten eingeschlossene, sind; hätten hier ebenfalls noch als planetarische Körper aufgeführt werden können. Sie beleben während ihres meist kurzen Erscheinens, wenn sie dem bloßen Auge sichtbar werden, nächst den eigentlichen Planeten und den neuen als Sterne erster Größe plötzlich auflodernden Weltkörpern, am anziehendsten das an sich schon reiche
Bild
des gestirnten Himmels: ich hätte fast gesagt dessen
landschaftlichen
Eindruck.
Die Kenntniß der eigenen Bewegung der Fixsterne hängt geschichtlich ganz mit den Fortschritten zusammen, welche die Beobachtungskunst durch Vervollkommnung der Werkzeuge und der Methoden gemacht hat. Das Auffinden dieser Bewegung wurde erst möglich, als man das Fernrohr mit getheilten Instrumenten verband; als von der Sicherheit einer Bogen-Minute, die zuerst mit großer Anstrengung Tycho auf der Insel Hveen seinen Beobachtungen zu geben vermochte, man allmälig zur Sicherheit von einer Secunde und von Theilen dieser Secunde herabstieg: oder durch eine lange Reihe von Jahren getrennte Resultate mit einander vergleichen konnte. Eine solche Vergleichung stellte Halley mit den Positionen des Sirius, Arcturus und Aldebaran an: wie sie Ptolemäus in seinen Hipparchischen Catalogus, also vor 1844 Jahren, eingetragen hatte. Er glaubte sich durch dieselbe berechtigt (1717) eine
eigene Bewegung
in den eben genannten drei Fixsternen zu verkündigen.
1279)
Die große und verdiente Achtung, welche selbst noch lange nach den Beobachtungen von Flamsteed und Bradley den im
Triduum
von Römer enthaltenen Rectascensionen gespendet wurde, regte Tobias
266
Mayer (1756), Maskelyne (1770) und Piazzi (1800) an, Römer's Beobachtungen mit den späteren zu vergleichen.
1280)
Die eigene Bewegung der Sterne wurde dergestalt schon seit der Mitte des vorigen Jahrhunderts in ihrer Allgemeinheit anerkannt; aber die genaueren und numerischen Bestimmungen dieser Classe von Erscheinungen verdankte man erst 1783 der großen Arbeit von William Herschel, auf Flamsteed's Beobachtungen
1281)
gegründet, wie in noch weit höherem Grade Bessel's und Argelander's glücklicher Vergleichung von Bradley's Stern-Positionen für 1755 mit den neueren Catalogen.
Die Entdeckung der
eigenen Bewegung der Fixsterne
hat für die physische Astronomie eine um so höhere Wichtigkeit, als dieselbe zu der Kenntniß der Bewegung unseres eigenen
Sonnensystems
durch die sternerfüllten Welträume, ja zu der genauen Kenntniß der
Richtung
dieser Bewegung geleitet hat. Wir würden nie irgend etwas von dieser Thatsache erfahren haben, wenn die eigene fortschreitende Bewegung der Fixsterne so gering wäre, daß sie allen unseren Messungen entginge. Das eifrige Bestreben, diese Bewegung in Quantität und Richtung, die
Parallaxe der Fixsterne
und ihre
Entfernung
zu ergründen, hat am meisten dazu beigetragen, durch Vervollkommnung der mit den optischen Instrumenten verbundenen Bogentheilungen und der micrometrischen Hülfsmittel, die Beobachtungskunst auf den Punkt zu erheben, zu dem sie sich: bei scharfsinniger Benutzung von großen Meridiankreisen, Refractoren und Heliometern (vorzugsweise seit dem Jahre 1830), emporgeschwungen hat.
Die Quantität der gemessenen eigenen Bewegung
267
wechselt, wie wir schon im Eingange dieses Abschnitts bemerkt, von dem 20ten Theil einer Secunde bis zu fast 8". Die leuchtenderen Sterne haben großentheils dabei schwächere Bewegung als Sterne 5ter bis 6ter und 7ter Größe.
1282)
Die 7 Sterne, welche eine ungewöhnlich große eigene Bewegung offenbart haben, sind: Arcturus 1
m
(2",25), α 
Centauri
1
m
(3",58)
1283)
, μ 
Cassiopeae
6
m
(3",74), der Doppelstern δ des Eridanus 5.4
m
(4",08); der Doppelstern 61 des Schwans 5.6
m
(5",123), von Bessel 1812 durch Vergleichung mit Bradley's Beobachtungen erkannt; ein Stern auf der Grenze der Jagdhunde
1284)
und des Großen Bären, No. 1830 des Catalogs der Circumpolarsterne von Groombridge, 7
m
(nach Argelander 6",974); ε 
Indi
(7",74) nach d'Arrest
1285)
, 2151 
Puppis
des Schiffes 6
m
(7",871). Das arithmetische Mittel
1286)
der einzelnen Eigenbewegungen der Fixsterne aus allen Zonen, in welche Mädler die Himmelskugel getheilt hat, würde kaum 0",102 übersteigen.
Eine wichtige Untersuchung über die »Veränderlichkeit der eigenen Bewegungen von Procyon und Sirius« hat Bessel, dem größten Astronomen unserer Zeit, im Jahr 1844, also kurz vor dem Beginnen seiner tödtlichen, schmerzhaften Krankheit, die Ueberzeugung aufgedrängt: »daß Sterne, deren veränderliche Bewegungen in den vervollkommnetsten Instrumenten bemerkbar werden, Theile von Systemen sind, welche, vergleichungsweise mit den großen Entfernungen der Sterne von einander, auf kleine Räume beschränkt sind.« Dieser Glaube an die Existenz von Doppelsternen, deren einer ohne Licht ist, war in Bessel, wie meine lange Correspondenz mit ihm bezeugt, so fest, daß sie: bei dem großen Interesse, welches ohnedies jede
268
Erweiterung der Kenntniß von der physischen Beschaffenheit des Fixsternhimmels erregt, die allgemeinste Aufmerksamkeit auf sich zog. »Der anziehende Körper«, sagt der berühmte Beobachter, »muß entweder dem Fixsterne, welcher die merkliche Veränderung zeigt, oder der Sonne sehr nahe sein. Da nun aber ein anziehender Körper von beträchtlicher Masse in sehr kleiner Entfernung von der Sonne sich in den Bewegungen unseres Planetensystems nicht verrathen hat, so wird man auf seine
sehr kleine Entfernung von einem Sterne
, als auf die einzig statthafte Erklärung der im Laufe eines Jahrhunderts merklich werdenden Veränderung in der eigenen Bewegung des letzteren, zurückgewiesen.«
1287)
In einem Briefe an mich (Juli 1844) heißt es (ich hatte scherzend einige Besorgniß über die
Gespensterwelt
der dunklen Gestirne geäußert): »Allerdings beharre ich in dem Glauben, daß Procyon und Sirius wahre Doppelsterne sind, bestehend aus einem sichtbaren und einem unsichtbaren Sterne. Es ist kein Grund vorhanden das Leuchten für eine wesentliche Eigenschaft der Körper zu halten. Daß zahllose Sterne sichtbar sind, beweist offenbar nichts gegen das Dasein eben so zahlloser unsichtbarer. Die physische Schwierigkeit, die einer Veränderlichkeit in der eigenen Bewegung, wird befriedigend durch die Hypothese dunkler Sterne beseitigt. Man kann die einfache Voraussetzung nicht tadeln, daß eine Veränderung der Geschwindigkeit nur in Folge einer Kraft statt findet und daß die Kräfte nach den Newtonischen Gesetzen wirken.«
Ein Jahr nach Bessel's Tode hat Fuß auf Struve's Veranlassung die Untersuchung über die Anomalien von
269
Procyon und Sirius, theils durch neue Beobachtungen am Ertel'schen Meridian-Fernrohr zu Pulkowa, theils durch Reductionen und Vergleichung mit dem früher Beobachteten, erneuert. Das Resultat ist nach der Meinung von Struve und Fuß
1288)
gegen die Bessel'sche Behauptung ausgefallen. Eine große Arbeit, die Peters in Königsberg eben vollendet hat, rechtfertigt die Bessel'schen Behauptungen; wie eine ähnliche von Schubert, dem Calculator am nordamerikanischen
Nautical Almanac
.
Der Glaube an die Existenz nicht leuchtender Sterne war schon im griechischen Alterthume und besonders in der frühesten christlichen Zeit verbreitet. Man nahm an, daß »zwischen den feurigen Sternen, die sich von den Dünsten nähren, sich noch einige andere erdartige Körper bewegen, welche uns unsichtbar bleiben«
1289)
. Das völlige Verlöschen der
neuen
Sterne, besonders der von Tycho und Kepler so sorgfältig beobachteten in der Cassiopea und im Schlangenträger, schien dieser Meinung eine festere Stütze zu geben. Weil damals vermuthet wurde, der erste dieser Sterne sei schon zweimal vorher und zwar in Abständen von ohngefähr 300 Jahren aufgelodert, so konnte die Idee der
Vernichtung
und völligen Auflösung keinen Beifall finden. Der unsterbliche Verfasser der
Mécanique céleste
gründet seine Ueberzeugung von dem Dasein nicht leuchtender Massen im Weltall auf dieselben Erscheinungen von 1572 und 1604.
»Ces astres devenus invisibles après avoir surpassé l'éclat de Jupiter même, n'ont point changé de place durant leur apparition.
(Der Lichtproceß hat bloß in ihnen aufgehört.)
Il existe donc dans l'espace céleste des corps opaques aussi considérables et peut-être en aussi grands
270
nombres que les étoiles.«
1290)
Eben so sagt Mädler in den
Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
1291)
: »Ein dunkler Körper könnte Centralkörper sein; er könnte wie unsere Sonne in unmittelbarer Nähe nur von dunklen Körpern, wie unsere Planeten sind, umgeben sein. Die von Bessel angedeuteten Bewegungen von Sirius und Procyon nöthigen (?) sogar zu der Annahme, daß es Fälle giebt, wo leuchtende Körper die Satelliten dunkler Massen bilden.« Es ist schon früher erinnert worden, daß solche Massen von einigen Anhängern der Emanations-Theorie für zugleich unsichtbar und doch lichtstrahlend gehalten werden: unsichtbar, wenn sie von so ungeheuren Dimensionen sind, daß die ausgesandten Lichtstrahlen (Licht-Moleculen), durch Anziehungskräfte zurückgehalten, eine gewisse Grenze nicht überschreiten können.
1292)
Giebt es, wie es wohl annehmbar ist, dunkle, unsichtbare Körper in den Welträumen: solche, in welchen der Proceß lichterzeugender Schwingungen nicht statt findet; so müssen diese dunklen Körper nicht in den Umfang unseres Planeten- und Cometen-Systems fallen oder doch nur von sehr geringer Masse sein, weil ihr Dasein sich uns nicht durch bemerkbare Störungen offenbart.
Die Untersuchung der
Bewegung der Fixsterne
in Quantität und Richtung (der
wahren
ihnen eigenen Bewegung wie der bloß
scheinbaren
, durch Veränderung des Orts der Beobachtung in der durchlaufenen Erdbahn hervorgebrachten), die Bestimmung der
Entfernung der Fixsterne
von der Sonne durch Ergründung ihrer
Parallaxen
, die Vermuthungen über den
Ort im Weltraum, nach dem hin unser Planetensystem sich
271
bewegt:
sind drei Aufgaben der Astronomie, welche durch die Hülfsmittel der Beobachtung, deren man sich zu ihrer theilweisen Lösung glücklich bedient hat, in naher Verbindung mit einander stehen. Jede Vervollkommnung der Instrumente und der Methoden, die man zur Förderung einer dieser schwierigen und verwickelten Arbeiten angewandt hat, ist für die andere ersprießlich geworden. Ich ziehe vor mit den
Parallaxen
und der Bestimmung des Abstandes einiger Fixsterne zu beginnen, um das zu vervollständigen, was sich vorzugsweise auf unsere jetzige Kenntniß der isolirt stehenden Fixsterne bezieht.
Schon Galilei hat in dem Anfang des 17ten Jahrhunderts die Idee angeregt den, »gewiß überaus ungleichen, Abstand der Fixsterne von dem Sonnensysteme zu messen«; ja schon zuerst mit großem Scharfsinn das Mittel angegeben die
Parallaxe
aufzufinden: nicht durch die Bestimmung der Entfernung eines Sternes vom Scheitelpunkte oder dem Pole, sondern »durch sorgfältige Vergleichung eines Sternes mit einem anderen, sehr nahe stehenden«. Es ist in sehr allgemeinen Ausdrücken die Angabe des micrometrischen Mittels, dessen sich später William Herschel (1781), Struve und Bessel bedient haben.
»Perchè io non credo«
, sagt Galilei
1293)
in dem dritten Gespräche (
Giornata terza
),
»che tutte le stelle siano sparse in una sferica superficie
egualmente distanti da un centro;
ma stimo, che le loro lontananze da noi siano talmente varie, che alcune ve ne possano esser 2 e 3 volte più remote di alcune altre; talchè quando si trovasse col Telescopio
qualche picciolissima stella vicinissima ad alcuna delle maggiori,
e che però quella fusse altissima,
potrebbe accadere, che
272
qualche sensibil mutazione succedesse tra di loro.
«
Mit dem copernicanischen Weltsysteme war dazu noch gleichsam die
Forderung
gegeben, durch Messungen numerisch den Wechsel der Richtung nachzuweisen, welchen die halbjährige Ortsveränderung der Erde in ihrer Bahn um die Sonne in der Lage der Fixsterne hervorbringen müsse. Da die von Kepler so glücklich benutzten Tychonischen Winkel-Bestimmungen, wenn sie gleich bereits (wie schon einmal bemerkt) die Sicherheit von einer Bogen-Minute erreichten, noch keine parallactische Veränderung in der scheinbaren Position der Fixsterne zu erkennen gaben; so diente den Copernicanern lange als Rechtfertigung der beruhigende Glaube, daß der Durchmesser der Erdbahn (41⅓ Millionen geogr. Meilen) zu gering sei in Verhältniß der übergroßen Entfernung der Fixsterne.
Die Hoffnung der
Bemerkbarkeit
einer Parallaxe mußte demnach als abhängig erkannt werden von der Vervollkommnung der Seh- und Meßinstrumente und von der Möglichkeit sehr kleine Winkel mit Sicherheit zu bestimmen. So lange man nur einer Minute gewiß war, bezeugte
die nicht bemerkte Parallaxe
nur, daß die Fixsterne über 3438 Erdweiten (Halbmesser der Erdbahn, Abstand der Erde von der Sonne) entfernt sein müssen.
1294)
Diese
untere
Grenze der Entfernungen stieg bei der Sicherheit einer Secunde in den Beobachtungen des großen Astronomen James Bradley bis 206265; sie stieg in der glänzenden Epoche Fraunhofer'scher Instrumente (bei unmittelbarer Messung von ohngefähr dem 10ten Theil einer Bogen-Secunde) bis 2062648 Erdweiten. Die Bestrebungen und so scharfsinnig ausgedachten Zenithal-Vorrichtungen von
273
Newton's großem Zeitgenossen Robert Hooke (1669) führten nicht zum bezweckten Ziele. Picard, Horrebow, welcher Römer's gerettete Beobachtungen bearbeitete, und Flamsteed glaubten Parallaxen von mehreren Secunden gefunden zu haben, weil sie die
eigenen
Bewegungen der Sterne mit den wahren
parallactischen
Veränderungen verwechselten. Dagegen war der scharfsinnige John Michell (
Philos. Transact.
1767 Vol. LVII. p. 234–264
) der Meinung, daß die Parallaxen der nächsten Fixsterne geringer als 0",02 sein müßten und dabei nur »durch 12000malige Vergrößerung erkennbar« werden könnten. Bei der sehr verbreiteten Meinung, daß der vorzügliche Glanz eines Sterns immer eine geringere Entfernung andeuten müsse, wurden Sterne erster Größe: Wega, Aldebaran, Sirius und Procyon, der Gegenstand nicht glücklicher Beobachtungen von Calandrelli und dem verdienstvollen Piazzi (1805). Sie sind denen beizuzählen, welche (1815) Brinkley in Dublin veröffentlichte und die 10 Jahre später von Pond und besonders von Airy widerlegt wurden. Eine sichere, befriedigende Kenntniß von Parallaxen beginnt erst, auf micrometrische Abstands-Messungen gegründet, zwischen den Jahren 1832 und 1838.
Obgleich Peters
1295)
in seiner wichtigen Arbeit über die Entfernung der Fixsterne (1846) die Zahl der schon aufgefundenen Parallaxen zu 33 angiebt, so beschränken wir uns hier auf die Angabe von 9, die ein größeres, doch aber sehr ungleiches Vertrauen verdienen und die wir nach dem ohngefähren Alter ihrer Bestimmungen aufführen:
Den ersten Platz verdient der durch Bessel so berühmt gewordene 61te Stern im Sternbilde des Schwans. Der Königsberger Astronom hat schon 1812 die große eigene
274
Bewegung, aber erst 1838 die Parallaxe dieses Doppelsternes (unter 6ter Größe) durch Anwendung des Heliometers bestimmt. Meine Freunde Arago und Mathieu machten vom August 1812 bis November 1813 eine Reihe zahlreicher Beobachtungen, indem sie zur Auffindung der Parallaxe die Entfernung des Sterns 61 
Cygni
vom Scheitelpunkt maßen. Sie gelangten durch ihre Arbeit zu der sehr richtigen Vermuthung, daß die Parallaxe jenes Fixsterns geringer als eine halbe Secunde sei.
1296)
Noch in den Jahren 1815 und 1816 war Bessel, wie er sich selbst ausdrückt, »zu keinem annehmbaren Resultate« gekommen
1297)
. Erst die Beobachtungen von August 1837 bis October 1838 führten ihn durch Benutzung des 1829 aufgestellten großen Heliometers zu der Parallaxe von 0",3483: der ein
Abstand
von 592200 Erdweiten und ein
Lichtweg
von 9¼ Jahren entsprechen. Peters bestätigte (1842) diese Angabe, indem er 0",3490 fand, aber später das Bessel'sche Resultat durch Wärme-Correction in 0",3744 umwandelte.
1298)
Die Parallaxe des schönsten Doppelsternes am südlichen Himmel, α 
Centauri
ist durch Beobachtungen am Vorgebirge der guten Hoffnung von Henderson 1832, von Maclear 1839 zu 0",9128 bestimmt worden.
1299)
Er ist demnach der nächste aller bisher gemessenen Fixsterne, dreimal näher als 61 
Cygni
.
Die Parallaxe von α 
Lyrae
ist lange der Gegenstand der Beobachtungen von Struve gewesen. Die früheren Beobachtungen (1836) gaben
1300)
zwischen 0",07 und 0",18: spätere 0",2613 und einen Abstand von 771400 Erdweiten mit einem Lichtweg von 12 Jahren;
1301)
aber Peters hat den Abstand dieses hellleuchtenden Sternes noch viel
275
größer gefunden, da er die Parallaxe nur zu 0",103 angiebt. Dieses Resultat contrastirt mit einem anderen Stern 1
m
(α 
Centauri
) und einem 6
m
(61 
Cygni
).
Die Parallaxe des Polarsterns ist von Peters nach vielen Vergleichungen in den Jahren 1818 bis 1838 zu 0",106 bestimmt worden: und um so befriedigender, als sich aus denselben Vergleichungen die Aberration 20",455 ergiebt.
1302)
Die Parallaxe von Arcturus ist nach Peters 0",127 (Rümker's frühere Beobachtungen am Hamburger Meridiankreise hatten sie um vieles größer gegeben). Die Parallaxe eines anderen Sternes erster Größe, Capella, ist noch geringer: nach Peters 0",046.
Der Stern 1830 des Catalogus von Groombridge, welcher nach Argelander unter allen bisher am Firmament beobachteten Sternen die größte eigene Bewegung zeigte, hat eine Parallaxe von 0",226: nach 48 von Peters in den Jahren 1842 und 1843 sehr genau beobachteten Zenithal-Distanzen. Faye hatte sie 5mal größer (1",08) geglaubt, größer als die Parallaxe von  
Centauri
.
1303)
Fixsterne
Parallaxen
wahrschein-
liche Fehler
Namen der Beobachter
α 
Centauri
  0",913
  0",070
Henderson und Maclear
61 
Cygni
  0",3744
  0",020
  Bessel
Sirius
  0",230
  Henderson
1830 Groombridge
  0",226
  0",141
  Peters
ι 
Ursae maj.
  0",133
  0",106
  Peters
Arcturus
  0",127
  0",073
  Peters
α 
Lyrae
  0",207
  0",038
  Peters
Polaris
  0",106
  0",012
  Peters
Capella
  0",046
  0",200
  Peters
276
Die bisher erlangten Resultate ergeben gar nicht im allgemeinen, daß die hellsten Sterne zugleich die uns näheren sind. Wenn auch die Parallaxe von α 
Centauri
die größte aller bis jetzt bekannten ist, so haben dagegen Wega der Leier, Arcturus und besonders Capella eine 3- bis 8mal kleinere Parallaxe als ein Stern 6ter Größe im Schwan. Auch die zwei Sterne, welche nach 2151
Puppis
und ε 
Indi
die schnellste eigene Bewegung zeigen: der eben genannte Stern des Schwans (Bewegung von 5",123 im Jahr) und No. 1830 von Groombridge, den man in Frankreich »Argelander's Stern« nennt (Bewegung 6",974); sind der Sonne 3- und 4mal so fern als α 
Centauri
mit der eigenen Bewegung von 3",58. Volum, Masse, Intensität des Lichtprocesses, eigene Bewegung
1304)
und Abstand von unserem Sonnensystem stehen gewiß in mannigfaltig verwickeltem Verhältnisse zu einander. Wenn es daher auch im allgemeinen wahrscheinlich sein mag, daß die hellsten Sterne die näheren sind; so kann es doch im einzelnen sehr entfernte kleine Sterne geben, deren Photosphäre und Oberfläche nach der Natur ihrer physischen Beschaffenheit einen sehr intensiven Lichtproceß unterhalten. Sterne, die wir ihres Glanzes wegen zur ersten Ordnung rechnen, können uns daher entfernter liegen als Sterne 4ter bis 6ter Größe. Steigen wir von der Betrachtung der großen Sternenschicht, von welcher unser Sonnensystem ein Theil ist, zu dem untergeordneten Particular-Systeme unserer Planetenwelt oder zu dem noch tieferen der Saturns- und Jupitersmonde stufenweise herab; so sehen wir auch die Centralkörper von Massen umgeben, in denen die Reihenfolge der Größe und der Intensität des reflectirten Lichtes von den Abständen gar nicht abzuhangen scheint. Die
277
unmittelbare Verbindung, in welcher unsere noch so schwache Kenntniß der Parallaxen mit der Kenntniß der ganzen Gestaltung des Weltbaues steht, giebt den Betrachtungen, welche sich auf die Entfernung der Fixsterne beziehen, einen eigenen Reiz.
In der gedrängten Darlegung der Methode, durch die Geschwindigkeit des Lichts die Parallaxe von Doppelsternen zu finden, sollte es heißen: Die Zeit, welche zwischen den Zeitpunkten verfließt, wo der planetarische Nebenstern der Erde am nächsten ist und wo er ihr am fernsten steht, ist immer länger, wenn er von der größten Nähe zur größten Entfernung übergeht: als die umgekehrte, wenn er aus der größten Entfernung zur größten Nähe zurückkehrt.
Der menschliche Scharfsinn hat zu dieser Classe von Untersuchungen Hülfsmittel erdacht, welche von den gewöhnlichen ganz verschieden sind und, auf die
Geschwindigkeit des Lichts
gegründet, hier eine kurze Erwähnung verdienen. Der den physikalischen Wissenschaften so früh entrissene Savary hat gezeigt, wie die Aberration des Lichts bei Doppelsternen zur Bestimmung der Parallaxe benutzt werden könne. Wenn nämlich die Ebene der Bahn, welche der Nebenstern um den Centralkörper beschreibt, nicht auf der Gesichtslinie von der Erde zu dem Doppelstern senkrecht steht, sondern nahe in diese Gesichtslinie selbst fällt; so wird der Nebenstern in seinem Laufe ebenfalls nahe eine gerade Linie zu beschreiben scheinen, und die Punkte der der Erde zugekehrten Hälfte seiner Bahn werden alle dem Beobachter näher liegen als die entsprechenden Punkte der zweiten, von der Erde abgewandten Hälfte. Eine solche Theilung in zwei Hälften bringt nur für den Beobachter (nicht in der Wirklichkeit) eine ungleiche Geschwindigkeit hervor, in welcher der Nebenstern in seiner Bahn sich von ihm entfernt oder sich ihm nähert. Ist nun der Halbmesser jener Bahn so groß, daß das Licht mehrere Tage oder Wochen gebraucht, um ihn zu durchlaufen (s. nebenstehenden Zusatz); so wird die Zeit der halben Revolution in der abgewandten, entfernteren Seite größer ausfallen als die Zeit in der dem Beobachter zugekehrten Seite. Die Summe beider
278
ungleichen Zahlen der Dauer bleibt der
wahren
Umlaufszeit gleich; denn die von der
Geschwindigkeit des Lichts
verursachten Ungleichheiten heben sich gegenseitig auf. Aus diesen Verhältnissen der Dauer nun lassen sich, nach Savary's sinnreicher Methode, wenn Tage und Theile der Tage in ein Längenmaaß verwandelt werden (3589 Millionen geogr. Meilen durchläuft das Licht in 24 Stunden), die absolute Größe des
Halbmessers der Bahn:
und durch die einfache Bestimmung des Winkels, unter welchem der Halbmesser sich dem Beobachter darbietet, die
Entfernung
des Centralkörpers und seine
Parallaxe
ableiten.
1305)
Wie die Bestimmung der Parallaxe uns über die Abstände einer geringen Zahl von Fixsternen und über die ihnen anzuweisende Stelle im Weltraume belehrt; so leitet die Kenntniß des Maaßes und der Richtung eigener Bewegung, d. h. der Veränderungen, welche die relative Lage selbstleuchtender Gestirne erfährt, auf zwei von einander abhängige Probleme: die der Bewegung des Sonnensystems
1306)
und der Lage des Schwerpunkts des ganzen Fixsternhimmels. Was sich bisher nur sehr unvollständig auf Zahlenverhältnisse zurückführen läßt, ist schon deshalb nicht geeignet den ursachlichen Zusammenhang mit Klarheit zu offenbaren. Von den beiden eben genannten Problemen hat nur das erste, besonders nach Argelander's trefflichen Untersuchungen, mit einem gewissen Grade befriedigender Bestimmtheit gelöst werden können; das zweite, mit vielem Scharfsinn von Mädler behandelt, entbehrt, bei dem Spiel so vieler sich ausgleichender Kräfte, nach dem eigenen Geständniß dieses Astronomen
1307)
in der unternommenen Lösung, »aller Evidenz eines vollständigen, wissenschaftlich genügenden Beweises«.
279
Wenn sorgfältig abgezogen wird, was dem Vorrücken der Nachtgleichen, Nutation der Erdachse, der Abirrung des Lichts und einer durch den Umlauf um die Sonne erzeugten parallactischen Veränderung angehört; so ist in der übrig bleibenden jährlichen Bewegung der Fixsterne noch immer zugleich das enthalten, was die Folge der
Translation des ganzen Sonnensystems im Weltraume
und die Folge der wirklichen Eigenbewegung der Fixsterne ist. In der herrlichen Arbeit Bradley's über die Nutation, in seiner großen Abhandlung vom Jahre 1748, findet sich die erste Ahndung der Translation des Sonnensystems und gewissermaßen auch die Angabe der vorzüglichsten Beobachtungs-Methode. »Wenn man erkennt«, heißt es dort
1308)
, »
daß unser Planetensystem seinen Ort verändert im absoluten Raume
, so kann daraus in der Zeitfolge eine scheinbare Variation in der Angular-Distanz der Fixsterne sich ergeben. Da nun in diesem Falle die Position der uns näheren Gestirne mehr als die der entfernteren betheiligt ist; so werden die relativen Stellungen beider Classen von Gestirnen zu einander verändert scheinen, obgleich eigentlich alle unbewegt geblieben sind. Wenn dagegen unser Sonnensystem in Ruhe ist und einige Sterne sich wirklich bewegen, so werden sich auch ihre scheinbaren Positionen verändern: und zwar um so mehr, als die Bewegungen schneller sind, als die Sterne in einer günstigen Lage und in kleinerer Entfernung von der Erde sich befinden. Die Veränderung der relativen Position kann von einer so großen Zahl von Ursachen abhangen, daß vielleicht viele Jahrhunderte hingehen werden, ehe man das Gesetzliche erkennen wird.«
280
Nachdem seit Bradley bald die bloße Möglichkeit, bald die größere oder geringere Wahrscheinlichkeit der Bewegung des Sonnensystems in den Schriften von Tobias Mayer, Lambert und Lalande erörtert worden war, hatte William Herschel das Verdienst zuerst die Meinung durch wirkliche Beobachtung (1783, 1805 und 1806) zu befestigen. Er fand, was durch viele spätere und genauere Arbeiten bestätigt und näher begrenzt worden ist: daß unser Sonnensystem sich nach einem Punkte hinbewegt, welcher nahe dem Sternbild des Hercules liegt, in RA. 260° 44' und nördlicher Decl. 26° 16' (auf 1800 reducirt). Argelander fand (aus Vergleichung von 319 Sternen und mit Beachtung von Lundahl's Untersuchungen) für 1800: RA. 257° 54',1, Decl. +28° 49',2; für 1850: RA. 258° 23',5, Decl. +28° 45',6; Otto Struve (aus 392 Sternen) für 1800: RA. 261° 26',9, Decl. +37° 35',5; für 1850: RA. 261° 52',6, Decl. 37° 33',0. Nach Gauß
1309)
fällt die gesuchte Stelle in ein Viereck, dessen Endpunkte sind: RA. 258° 40', Decl. 30° 40'; 258° 42' +30° 57', 259° 13' +31° 9', 260° 4' 30° 32'. Es blieb noch übrig zu versuchen, welches Resultat man erhalten würde, wenn man allein solche Sterne der südlichen Hemisphäre anwendete, die in Europa nie über den Horizont kommen. Dieser Untersuchung hat Galloway einen besonderen Fleiß gewidmet. Er hat sehr neue Bestimmungen (1830) von Johnson auf St. Helena und von Henderson am Vorgebirge der guten Hoffnung mit alten Bestimmungen von Lacaille und Bradley (1750 und 1757) verglichen. Das Resultat
1310)
ist gewesen (für 1790) RA. 260° 0', Decl. 34° 23'; also für 1800 und 1850: 260° 5' 34° 22'
281
und 260° 33' +34° 20'. Diese Uebereinstimmung mit den Resultaten aus den nördlichen Sternen ist überaus befriedigend.
Ist demnach die Richtung der fortschreitenden Bewegung unseres Sonnensystems innerhalb mäßiger Grenzen bestimmt worden, so entsteht sehr natürlich die Frage: ob die Fixsternwelt, gruppenweise vertheilt, nur aus neben einander bestehenden
Partial-Systemen
zusammengesetzt sei; oder ob eine allgemeine Beziehung, ein Kreisen aller selbstleuchtenden Himmelskörper (Sonnen) um einen, entweder mit
Masse ausgefüllten
oder
leeren, unausgefüllten Schwerpunkt
gedacht werden müsse. Wir treten hier in das Gebiet bloßer Vermuthungen: solcher, denen man zwar eine wissenschaftliche Form geben kann; die aber keinesweges, bei der Unvollständigkeit des vorliegenden Materials von Beobachtungen und Analogien, zu der Evidenz führen können, deren sich andere Theile der Astronomie erfreuen. Einer gründlichen mathematischen Behandlung solcher schwer lösbaren Probleme steht besonders entgegen unsere Unkenntniß der Eigenbewegung einer grenzenlosen Menge sehr kleiner Sterne (10
m
–14
m
): welche vornehmlich in dem so wichtigen Theile der Sternschicht, der wir angehören, in den
Ringen der Milchstraße
, zwischen hellleuchtenden zerstreut erscheinen. Die Betrachtung unserer Planetenkreise: in welchen man von den kleinen
Partial-Systemen
der Monde des Jupiter, des Saturn und des Uranus zu dem
höheren
, dem allgemeinen
Sonnensysteme
, aufsteigt; hat leicht zu dem Glauben verleitet: daß man sich die Fixsterne auf eine analoge Weise, in viele einzelne Gruppen getheilt und durch
282
weite Zwischenräume geschieden, wiederum (in höherer Beziehung solcher Gruppen gegen einander) der überwiegenden Anziehungskraft eines großen Centralkörpers (einer einigen
Weltsonne
) unterworfen denken könne.
1311)
Die hier berührte, auf die Analogie unseres Sonnensystems gestützte Schlußfolge ist aber durch die bisher beobachteten Thatsachen widerlegt. In den
vielfachen
Sternen kreisen zwei oder mehrere selbstleuchtende Gestirne (Sonnen) nicht um einander, sondern um einen weit außer ihnen liegenden Schwerpunkt. Allerdings findet in unserem Planetensysteme in so fern etwas ähnliches statt, als die Planeten sich auch nicht eigentlich um den Mittelpunkt des Sonnenkörpers selbst, sondern um den gemeinschaftlichen Schwerpunkt aller Massen des Systems bewegen. Dieser gemeinsame Schwerpunkt aber fällt, nach der relativen Stellung der großen Planeten Jupiter und Saturn, bald in den körperlichen Umfang der Sonne, bald (und dieser Fall tritt häufiger ein) außerhalb dieses Umfanges.
1312)
Der Schwerpunkt, welcher in den Doppelsternen leer ist, ist demnach im Sonnensysteme bald leer, bald mit Materie erfüllt. Was man über die Möglichkeit der Annahme eines dunkeln Centralkörpers im Schwerpunkt der Doppelsterne: oder ursprünglich dunkler, aber schwach durch fremdes Licht erleuchteter, um sie kreisender Planeten ausgesprochen; gehört in das vielfach erweiterte Reich der mythischen Hypothesen.
Ernster und einer gründlichen Untersuchung würdiger ist die Betrachtung: daß, unter der Voraussetzung einer
Kreisbewegung
sowohl für unser ganzes, seinen Ort veränderndes Sonnensystem als für alle Eigenbewegungen der so verschieden entfernten Fixsterne, das
Centrum
283
der Kreisbewegungen
90° von dem Punkte entfernt liegen müsse
1313)
, nach welchem unser Sonnensystem sich hinbewegt. In dieser Ideenverbindung wird die Lage der mit
starker
oder sehr
schwacher
Eigenbewegung begabten Sterne von großem Moment. Argelander hat mit Vorsicht und dem ihm eigenen Scharfsinn den Grad der Wahrscheinlichkeit geprüft, mit der man in unserer Sternschicht ein allgemeines Centrum der Attraction in der Constellation des
Perseus
1314)
suchen könne. Mädler, die Annahme der Existenz eines zugleich an Masse überwiegenden und den allgemeinen Schwerpunkt ausfüllenden Centralkörpers verwerfend, sucht den Schwerpunkt allein in der Plejaden-Gruppe und zwar in der Mitte dieser Gruppe, in oder nahe
1315)
dem hellen Stern η 
Tauri
(Alcyone). Es ist hier nicht der Ort die Wahrscheinlichkeit oder nicht hinlängliche Begründung
1316)
einer solchen Hypothese zu erörtern. Dem so ausgezeichnet thätigen Director der Sternwarte zu Dorpat bleibt das Verdienst, bei seiner mühevollen Arbeit die Position und Eigenbewegung von mehr als 800 Fixsternen geprüft: und zugleich Untersuchungen angeregt zu haben, welche, wenn sie auch nicht sicher zur Lösung des großen Problems selbst führen, doch geeignet sind Licht über verwandte Gegenstände der physischen Astronomie zu verbreiten.
Encke, Betrachtungen über die Anordnung des Sternsystems
1844 S. 12 (
Kosmos
Bd. III. S. 36
);
Mädler, Astronomie
S. 445.
 
Halley
in den
Philos. Transact.
for 1717–1719 Vol. XXX. p. 736
. Die Betrachtung bezog sich aber bloß auf die Variationen in der Breite; Jacques Cassini fügte zuerst Variationen in der Länge hinzu (
Arago
im
Annuaire
pour 1842 p. 387
).
 
Delambre
,
Hist. de l'Astr. moderne
T. II. p. 658
; derselbe in der
Hist. de l'Astr. au 18
ème
siècle
p. 448
.
 
Philos. Transact.
Vol. LXXIII. p. 138
.
 
Bessel
im
Jahrbuch
von
Schumacher
für 1839 S. 38;
Arago
,
Annuaire
pour 1842 p. 389
.
 
S. über α
Centauri
Henderson
und
Maclear
in den
Memoirs of the Astron. Soc.
Vol. XI. p. 61
1 und Piazzi
Smyth
in den
Edinb. Transact.
Vol. XVI. p. 447
. Die Eigenbewegung des Arcturus, 2",25 (
Baily
in denselben
Memoirs
Vol. V. p. 165
), kann, als die eines sehr hellen Sternes, im Vergleich mit Aldebaran: 0",185 (
Mädler, Centralsonne
S. 11), und α 
Lyrae
: 0",400, groß genannt werden. Unter den Sternen erster Größe macht α 
Centauri
mit der sehr starken Eigenbewegung 3",58 eine sehr merkwürdige Ausnahme. Die eigene Bewegung des Doppelstern-Systems des Schwans beträgt nach Bessel (
Schumacher's astron. Nachr.
Bd. XVI. S. 93) 5",123.
 
Schumacher's astron. Nachr.
No. 455.
 
A. a. O. No. 618 S. 276. D'Arrest gründet das Resultat auf Vergleichungen von Lacaille (1750) mit Brisbane (1825) und von Brisbane mit Taylor (1835). Der Stern 2151
Puppis
des Schiffes hat Eigenbewegung 7",871 und ist 6
m
(
Maclear
in
Mädler's Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
Th. II. S. 5).
 
Schum. astron. Nachr.
No. 661 S. 201.
 
A. a. O. No. 514–516.
 
Struve
,
études d'Astronomie stellaire
, Texte p. 47, Notes p. 26
und
51–57
; Sir John
Herschel
,
outlines of Astronomy
§ 859
und
860
.
 
Origenes
in
Gronov. Thesaur.
T. X. p. 271
.
 
Laplace
,
expos. du Syst. du Monde
1842 p. 395
.
Lambert
zeigt in den
kosmologischen Briefen
eine auffallende Neigung zur Annahme großer
dunkler
Weltkörper.
 
Mädler, Untersuch. über die Fixstern-Systeme
Th. II. (1848) S. 3 und dessen
Astronomie
S. 416.
 
Vergl.
Kosmos
Bd. III. S. 96
und 130 [
Anm. 1137
];
Laplace
in
Zach's allgem. geogr. Ephemeriden
Bd. IV. S. 1;
Mädler, Astronomie
S. 393.
 
Opere di Galileo Galilei
Vol. XII. Milano 1811 p. 206
. Diese denkwürdige Stelle, welche die Möglichkeit und das Project einer Messung ausdrückt, ist von Arago aufgefunden worden; s.
Annuaire
pour 1842 p. 382
.
 
Bessel
in
Schumacher's Jahrbuch
für 1839 S. 5 und 11.
 
Struve
,
Astronomie stellaire
p. 104
.
 
Arago
in der
Connaissance des tems
pour 1834 p. 281: »Nous observâmes avec beaucoup de soin, Mr. Mathieu et moi, pendant le mois d'août 1812 et pendant le mois de novembre suivant, la hauteur angulaire de l'étoile audessus de l'horizon de Paris. Cette hauteur, à la seconde époque, ne surpasse la hauteur angulaire à la première que de 0",66. Une parallaxe absolue d'une seule seconde aurait nécessairement amené entre ces deux hauteurs une différence de 1",2. Nos observations n'indiquent donc pas que le rayon de l'orbite terrestre, que 39 millions de lieues soient vus de la 61
e
du Cygne sous un angle de plus
d'une demi-seconde
. Mais une base vue perpendiculairement soutend un angle d'une demi-seconde quand on en est éloigné de 412 mille fois sa longueur. Donc la 61
e
du Cygne est
au moins
à une distance de la Terre égale à 412 mille fois 39 millions de lieues.«
 
Bessel
veröffentlichte in
Schum. Jahrb.
für 1839 S. 39–49 und in den
astron. Nachr.
No. 366 das Resultat 0",3136 als eine erste Annäherung. Sein schließliches späteres Resultat war 0",3483 (
astr. Nachr.
No. 402 in Bd. XVII. S. 274). Peters fand durch eigene Beobachtung fast identisch 0",3490 (
Struve
,
Astr. stell.
p. 99
). Die Aenderung, welche nach
Bessel's
Tode Prof. Peters mit der Bessel'schen Berechnung der durch das Königsberger Heliometer erhaltenen Winkelmessungen gemacht hat, beruht darauf, daß Bessel (
astr. Nachr.
Bd. XVII. S. 267) versprach den Einfluß der Temperatur auf die Resultate des Heliometers einer nochmaligen Untersuchung zu unterwerfen. Das hat er allerdings auch theilweise in dem 1ten Bande seiner
astronomischen Untersuchungen
gethan, er hat aber die Temperatur-Correction nicht auf Parallaxen-Beobachtungen angewandt. Diese Anwendung ist von Peters (
Ergänzungsheft
zu den
astr. Nachr.
1849 S. 56) geschehen, und dieser ausgezeichnete Astronom findet durch die Temperatur-Correctionen 0",3744 statt 0",3483.
 
Diese 0",3744 geben nach Argelander: Abstand des Doppelsterns 61 
Cygni
von der Sonne 550900 mittlere Abstände der Erde von der Sonne oder 11394000 Millionen Meilen: eine Distanz, die das Licht in 3177 mittleren Tagen durchläuft. Durch die 3 auf einander folgenden Angaben der Bessel'schen Parallaxen: 0",3136; 0",3483 und 0",3744, ist uns (scheinbar) der berühmte Doppelstern allmälig näher gekommen, in Lichtwegen von 10, 9¼ und 8
7
/
10
Jahren.
 
Sir John
Herschel
,
outlines of Astronomy
p. 545
und
551
.
Mädler
(
Astronomie
S. 425) giebt für α 
Cent.
statt 0",9128 die Parallaxe 0",9213.
 
Struve
,
Stell. compos. Mens. microm.
p. CLXIX–CLXXII
. Airy hält die Parallaxe von α 
Lyrae
, welche Peters schon bis 0",1 vermindert hat, für noch kleiner: d. h. für zu gering, um für unsere jetzigen Instrumente meßbar zu sein. (
Mem. of the Royal Astr. Soc.
Vol. X. p. 270.
)
 
Struve
über Micrometer-Messungen im großen Refractor der Dorpater Sternwarte (Oct. 1839) in
Schumacher 's astron. Nachrichten
No. 396 S. 178.
 
Peters
in
Struve
,
Astr. stellaire
p. 100
.
 
A. a. O.
p. 101
.
 
Vergl. über das Verhältniß der Größe eigener Bewegung zur Nähe der hellleuchtendsten Sterne
Struve
,
Stellarum composit. Mensurae micrometricae
p. CLXIV.
 
Savary
in der
Connaissance des tems
pour 1830 p. 56–69
und
p. 163–171
und
Struve
a. a. O.
p. CLXIV
.
 
Kosmos
Bd. I. S. 150
und 414 [
Anm. 102
].
 
Mädler, Astronomie
S. 414.
 
Arago
hat (
Annuaire
pour 1842 p. 383
) zuerst auf diese merkwürdige Stelle Bradley's aufmerksam gemacht. Vergl. in demselben
Annuaire
den Abschnitt über die Translation des ganzen Sonnensystems
p. 389–399
.
 
Nach einem Briefe an mich, s.
Schumacher's astron. Nachrichten
No. 622 S. 348.
 
Galloway
on the Motion of the Solar System
, in den
Philos. Transact.
1847 p. 98
.
 
Von dem Werth und Unwerth solcher Ansichten handelt
Argelander
in der Schrift:
über die eigene Bewegung des Sonnensystems, hergeleitet aus der eigenen Bewegung der Sterne
, 1837 S. 39.
 
Vergl.
Kosmos
Bd. I. S. 149
(
Mädler, Astronomie
S. 400).
 
Argelander
a. a. O. S. 42;
Mädler, Centralsonne
S. 9 und
Astronomie
S. 403.
 
Argelander
a. a. O. S. 43 und in
Schumacher's astron. Nachr.
No. 566. Nicht durch numerische Untersuchungen geleitet, sondern nach phantasiereichen Ahndungen hatten früh schon, Kant den Sirius, Lambert den Nebelfleck im Gürtel des Orion für den Centralkörper unserer Sternenschicht erklärt.
Struve
,
Astronomie stellaire
p. 17 no. 19
.
 
Mädler, Astr.
S. 380, 400, 407 und 414; dessen
Centralsonne
1846 S. 44–47; dessen
Untersuchungen über die Fixstern-Systeme
Th. II. 1848 S. 183–185. (Alcyone liegt RA. 54° 30', Decl. 23° 36' für das Jahr 1840.) Wäre die Parallaxe der Alcyone wirklich 0",0065; so würde ihre Entfernung 31½ Millionen Halbmesser der Erdbahn betragen: sie also 50mal entfernter von uns sein, als nach Bessel's ältester Bestimmung der Abstand des Doppelsterns 61 
Cygni
ist. Das Licht, welches in 8' 18",2 von der Sonne zur Erde kommt, würde dann 500 Jahre von der Alcyone zur Erde brauchen. Die Phantasie der Griechen gefiel sich in wilden Schätzungen von
Fallhöhen
. In des
Hesiodus
Theogonia
v. 722–725
heißt es vom Sturz der Titanen in den Tartarus: »wenn neun Tag' und Nächte dereinst ein eherner Amboß fiele vom Himmel herab, am zehenten käm' er zur Erde . . . . .« Der Fallhöhe in 777600 Zeitsecunden entsprechen für den Amboß 77356 geogr. Meilen (mit Rücksicht auf die, in planetarischen Entfernungen starke Abnahme der Anziehungskraft der Erde nach Galle's Berechnung), also das 1½fache der Entfernung des Mondes von der Erde. Aber nach
Ilias
I, 592 fiel Hephästos schon in Einem Tage aus Lemnos herab, »und athmete nur noch ein wenig«. Die Länge der vom Olymp zur Erde herabhangenden Kette, an der alle Götter versuchen sollen den Zeus herabzuziehen (
Ilias
VIII, 18), bleibt unbestimmt; es ist nicht ein Bild der Himmelshöhe, sondern der Stärke und Allmacht Jupiters.
 
Vergl. die Zweifel von
Peters
in
Schumacher's astron. Nachr.
1849 S. 661 und Sir John
Herschel
outl. of Astr.
p. 589: »In the present defective state of our knowledge respecting the proper motion of the smaller stars, we cannot but regard all attempts of the kind as to a certain extent premature, though by no means to be discouraged as forerunners of something more decisive.«