233 (Forts.)
Periodisch veränderliche Sterne
. – Da an der Himmelsdecke sich alles bewegt, alles dem Raum und der Zeit nach veränderlich ist, so wird man durch Analogien zu der Vermuthung geleitet: daß, wie die Fixsterne insgesammt eine ihnen eigenthümliche, nicht etwa bloß scheinbare, Bewegung haben, eben so allgemein die Oberfläche oder die leuchtende Atmosphäre derselben Veränderungen erleiden, welche bei der größeren Zahl dieser Weltkörper in überaus langen und daher
ungemessenen
, vielleicht
unbestimmbaren
, Perioden wiederkehren; bei wenigen, ohne periodisch zu sein, wie durch eine plötzliche Revolution, auf bald längere, bald kürzere Zeit eintreten. Die letztere Classe von Erscheinungen, von der in unseren Tagen ein großer Stern im Schiffe ein merkwürdiges Beispiel darbietet, wird hier, wo nur von
veränderlichen Sternen in schon erforschten und gemessenen Perioden
die Rede ist, nicht behandelt. Es ist wichtig drei große siderale Naturphänomene, deren Zusammenhang noch nicht erkannt worden ist, von einander zu trennen: nämlich veränderliche Sterne von bekannter Periodicität, Auflodern von sogenannten
neuen
Sternen, und plötzliche Lichtveränderungen von längst bekannten, vormals in gleichförmiger Intensität leuchtenden Fixsternen. Wir verweilen zuerst ausschließlich bei der ersten Form der Veränderlichkeit: wovon das am frühesten genau
beobachtete
Beispiel
234
(1638) durch
Mira Ceti
, einen Stern am Halse des Wallfisches, dargeboten ward. Der ostfriesische Pfarrer David Fabricius, der Vater des Entdeckers der Sonnenflecken, hatte allerdings schon 1596 den Stern am 13 August als einen 3ter Größe beobachtet und im October desselben Jahres verschwinden sehen. Den alternirend wiederkehrenden Lichtwechsel, die periodische Veränderlichkeit entdeckte erst 42 Jahre später ein Professor von Franeker, Johann Phocylides Holwarda. Dieser Entdeckung folgte in demselben Jahrhundert noch die zweier andrer veränderlicher Sterne: β 
Persei
(1669), von Montanari; und χ 
Cygni
(1687), von Kirch beschrieben.
Unregelmäßigkeiten, welche man in den Perioden bemerkte, und die vermehrte Zahl der Sterne derselben Classe haben seit dem Anfang des 19ten Jahrhunderts das Interesse für diese so complicirte Gruppe von Erscheinungen auf das lebhafteste angeregt. Bei der Schwierigkeit des Gegenstandes und bei meinem Streben, in diesem Werke die
numerischen Elemente
der Veränderlichkeit, als die wichtigste Frucht aller Beobachtung, so darlegen zu können, wie sie in dem dermaligen Zustande der Wissenschaft erforscht sind: habe ich die freundliche Hülfe
des
Astronomen in Anspruch genommen, welcher sich unter unseren Zeitgenossen mit der angestrengtesten Thätigkeit und dem glänzendsten Erfolge dem Studium der periodisch veränderlichen Sterne gewidmet hat. Die Zweifel und Fragen, zu denen mich meine eigene Arbeit veranlaßte, habe ich meinem gütigen Freunde Argelander, Director der Sternwarte zu Bonn, vertrauensvoll vorgelegt; und seinen handschriftlichen Mitheilungen allein verdanke ich, was hier folgt und
235
großentheils auf anderen Wegen noch nicht veröffentlicht worden ist.
Die Mehrzahl der veränderlichen Sterne ist allerdings roth oder röthlich, keinesweges aber sind es alle. So z. B. haben ein weißes Licht, außer β 
Persei
(Algol am Medusenhaupte), auch β 
Lyrae
und ε 
Aurigae
. Etwas gelblich ist η 
Aquilae
und in noch geringerem Grade ζ 
Geminorum
. Die ältere Behauptung, daß einige veränderliche Sterne, besonders
Mira Ceti
, beim Abnehmen röther seien als beim Zunehmen der Helligkeit: scheint ungegründet. Ob in dem Doppelstern α 
Herculis
: in welchem der große Stern von Sir William Herschel roth, von Struve gelb, der Begleiter dunkelblau genannt wird; dieser kleine Begleiter, zu 5
m
bis 7
m
geschätzt, selbst auch veränderlich ist: scheint sehr problematisch. Struve
1262)
selbst sagt auch nur:
suspicor minorem esse variabilem
. Veränderlichkeit ist keinesweges an die rothe Farbe gebunden. Es giebt viele rothe Sterne, zum Theil sehr rothe, wie Arcturus und Aldebaran, an denen noch keine Veränderlichkeit bisher wahrgenommen worden ist. Dieselbe ist auch mehr als zweifelhaft in einem Stern des Cepheus (No. 7582 des Catalogs der britischen Association), welchen wegen seiner außerordentlichen Röthe William Herschel 1782 den
Granatstern
genannt hat.
Die Zahl der periodisch veränderlichen Sterne ist schon deshalb schwierig anzugeben, weil die bereits ermittelten Perioden von sehr ungleicher Unsicherheit sind. Die zwei veränderlichen Sterne des Pegasus, so wie α 
Hydrae
, ε 
Aurigae
, α 
Cassiopeae
haben nicht die Sicherheit von
Mira Ceti
, Algol und δ 
Cephei
. Bei der Aufzählung in einer
236
Tabelle kommt es also darauf an, mit welchem Grade der Gewißheit man sich begnügen wolle. Argelander zählt, wie in seiner am Ende dieser Untersuchung abgedruckten Uebersichtstafel zu ersehen ist, der befriedigend bestimmten Perioden nur 24 auf.
1263)
Wie das Phänomen der Veränderlichkeit sich bei rothen und einigen weißen Sternen findet, so bieten es auch Sterne von den verschiedensten Größenordnungen dar: z. B. ein Stern 1
m
, α 
Orionis
; 2
m
:
Mira Ceti
, α 
Hydrae
, α 
Cassiopeae
, β 
Pegasi
; 2.3
m
β 
Persei
; 3.4
m
η 
Aquilae
und ν 
Lyrae
. Es giebt aber zugleich auch, und in weit größerer Menge, veränderliche Sterne 6
m
bis 9
m
: wie die
variabiles Coronae, Virginis, Cancri
und
Aquarii
. Der Stern χ im Schwan hat ebenfalls im Maximum sehr große Schwankungen.
Daß die Perioden der veränderlichen Sterne sehr unregelmäßig sind, war längst bekannt; aber daß diese Veränderlichkeit in ihrer scheinbaren Unregelmäßigkeit bestimmten Gesetzen unterworfen ist, hat Argelander zuerst ergründet. Er hofft es in einer eigenen, größeren Abhandlung umständlicher erweisen zu können. Bei χ 
Cygni
hält er jetzt zwei Perturbationen in der Periode: die eine von 100, die andere von 8½ Einzel-Perioden, für wahrscheinlicher als eine von 108. Ob solche Störungen in Veränderungen des Lichtprocesses, welcher in der Atmosphäre des Sterns vorgeht, gegründet sind; oder in der Umlaufszeit eines um die Fixsternsonne χ 
Cygni
kreisenden, auf die Gestalt jener Photosphäre durch Anziehung wirkenden Planeten: bleibt freilich noch ungewiß. Die größten Unregelmäßigkeiten in der Veränderung der Intensität bietet sicherlich
variabilis Scuti
237
(des Sobieski'schen Schildes) dar: da dieser Stern bisweilen von 5.4
m
bis zu 9
m
herabsinkt, ja nach Pigott am Ende des vorigen Jahrhunderts einmal ganz verschwunden sein soll. Zu anderen Zeiten sind seine Schwankungen in der Helligkeit nur zwischen 6.5
m
und 6
m
gewesen. Im Maximum hat χ 
Cygni
zwischen 6.7
m
und 4
m
, Mira zwischen 4
m
und 2.1
n
geschwankt. Dagegen zeigt δ 
Cephei
eine
außerordentliche
, ja von allen Veränderlichen die
größte Regelmäßigkeit
in der Länge der Perioden: wie 87 zwischen dem 10 October 1840 und 8 Januar 1848 und noch später beobachtete Minima erwiesen haben. Bei ε 
Aurigae
geht die von einem unermüdlichen Beobachter, Herrn Heis in Aachen, aufgefundene Veränderung der Lichthelle
1264)
nur von 3.4
m
bis 4.5
m
.
Große Unterschiede der Helligkeit im Maximum zeigt
Mira Ceti
. Im Jahr 1779 z. B. war (6 Nov.) Mira nur wenig schwächer als Aldebaran gewesen, gar nicht selten heller als Sterne 2
m
: während dieser veränderliche Stern zu anderen Zeiten nicht die Intensität (4
m
) von δ 
Ceti
erreichte. Seine mittlere Helligkeit ist gleich der von γ 
Ceti
(3
m
). Wenn man die Helligkeit der schwächsten dem unbewaffneten Auge sichtbaren Sterne mit 0, die des Aldebaran mit 50 bezeichnet, so hat Mira in ihrem Maximum zwischen 20 und 47 geschwankt. Ihre wahrscheinliche Helligkeit ist durch 30 auszudrücken; sie bleibt öfter unter dieser Grenze, als sie dieselbe übersteigt. Die Uebersteigungen sind aber, wenn sie eintreten, dem Grade nach bedeutender. Eine entschiedene Periode dieser Oscillationen ist noch nicht entdeckt, aber es giebt Andeutungen von einer 40jährigen und einer 160jährigen Periode.
238
Die Dauer der Periode der Lichtveränderung variirt nach Verschiedenheit der Sterne wie 1:250. Die kürzeste Periode bietet unstreitig β 
Persei
dar, von 68 Stunden 49 Minuten; wenn sich nicht die des
Polaris
von weniger als 2 Tagen bestätigen sollte. Auf β 
Persei
folgen zunächst δ 
Cephei
(5 T. 8 St. 49 Min.), η 
Aquilae
(7 T. 4 St. 14 Min.) und ζ 
Geminorum
(10 T. 3 St. 35 Min.). Die längste Dauer der Lichtveränderung haben: 30 
Hydrae Hevelii
von 495 Tagen, χ 
Cygni
von 406 T.,
variabilis Aquarii
von 388 T.,
Serpentis S
von 367 Tagen und
Mira Ceti
von 332 T. Bei mehreren
Veränderlichen
ist es ganz entschieden, daß sie geschwinder zu- als abnehmen; am auffallendsten zeigt sich diese Erscheinung bei δ 
Cephei
. Andere brauchen gleiche Zeit zum Zu- und Abnehmen (z. B. β 
Lyrae
). Bisweilen erkennt man sogar in diesem Verhältniß eine Verschiedenheit bei denselben Sternen, aber in verschiedenen Epochen ihrer Lichtprocesse.
Mira Ceti
nimmt in der Regel (wie δ 
Cephei
) rascher zu als ab; doch ist bei Mira auch schon das Entgegengesetzte beobachtet worden.
Was
Perioden von Perioden
betrifft; so zeigen sich solche mit Bestimmtheit bei Algol, bei
Mira Ceti
, bei β 
Lyrae
und mit vieler Wahrscheinlichkeit bei χ 
Cygni
. Die Abnahme der Periode von Algol ist jetzt unbezweifelt. Goodricke hat dieselbe nicht gefunden; wohl aber Argelander, als er im Jahr 1842 über 100 sichere Beobachtungen vergleichen konnte, von denen die äußersten über 58 Jahre (7600 Perioden umfassend) von einander entfernt waren (
Schumacher's astron. Nachr.
No. 472 und 624). Die Abnahme der Dauer wird immer bemerkbarer.
1265)
Für
239
die Perioden des Maximums von Mira (das von Fabricius 1596 beobachtete Maximum der Helligkeit mit eingerechnet) hat Argelander eine
Formel
1266)
aufgestellt, aus welcher alle Maxima sich so ergeben, daß der
wahrscheinliche Fehler
, bei einer langen Periode der Veränderlichkeit von 331 T. 8 St., im Mittel nicht 7 Tage übersteigt, während bei Annahme einer gleichförmigen Periode er 15 Tage sein würde.
Das doppelte Maximum und Minimum von β 
Lyrae
in jeder fast 13tägigen Periode hat schon der Entdecker Goodricke (1784) sehr richtig erkannt; es ist aber durch die neuesten Beobachtungen noch mehr außer Zweifel
1267)
gesetzt worden. Merkwürdig ist es, daß der Stern in beiden Maximis dieselbe Helligkeit erlangt; aber in dem Haupt-Minimum wird er um eine halbe Größe schwächer als in dem anderen. Seit der Entdeckung der Veränderlichkeit von β 
Lyrae
ist die
Periode in der Periode
wahrscheinlich immer länger geworden. Anfangs war die Veränderlichkeit rascher, dann wurde sie allmälig langsamer, und diese Zunahme der Langsamkeit fand ihre Grenze zwischen den Jahren 1840 und 1844. In dieser Zeit blieb die Dauer ohngefähr dieselbe, jetzt ist sie bestimmt wieder im Abnehmen begriffen. Etwas ähnliches wie das doppelte Maximum von β 
Lyrae
zeigt sich bei δ 
Cephei
; es ist in so fern eine Hinneigung zu einem zweiten Maximum, als die Lichtabnahme nicht gleichförmig fortschreitet: sondern, nachdem sie anfangs ziemlich rasch gewesen ist, nach einiger Zeit ein Stillstand oder wenigstens eine sehr unbedeutende Abnahme in der Helligkeit eintritt, bis die Abnahme auf einmal wieder rascher wird. Es ist als wenn bei einigen
240
Sternen das Licht gehindert werde sich völlig zu einem zweiten Maximum zu erheben. In χ 
Cygni
walten sehr wahrscheinlich, wie (
S. 236
) gesagt, zwei Perioden der Veränderlichkeit: eine größere von 100 und eine kleinere von 8½ Einzel-Perioden.
Die Frage, ob im ganzen mehr Regelmäßigkeit bei veränderlichen Sternen von sehr kurzen als von sehr langen Perioden herrsche, ist schwer zu beantworten. Die Abweichungen von einer gleichförmigen Periode können nur relativ genommen werden, d. h. in Theilen dieser Periode selbst. Um bei langen Perioden zu beginnen, müssen χ 
Cygni
,
Mira Ceti
und 30 
Hydrae
zuerst betrachtet werden. Bei χ 
Cygni
gehen die Abweichungen von der Periode (406,0634 T.), welche in der Voraussetzung einer gleichförmigen Veränderlichkeit am wahrscheinlichsten ist, bis auf 39,4 T. Wenn auch von diesen ein Theil den Beobachtungsfehlern zugeschrieben wird, so bleiben gewiß noch 29 bis 30 Tage, d. i.
1
/
14
der ganzen Periode. Bei
Mira Ceti
1268)
, in einer Periode von 331,340 T., gehen die Abweichungen auf 55,5 T.; sie gehen so weit, selbst wenn man die Beobachtung von David Fabricius unberücksichtigt läßt. Beschränkt man die Schätzung wegen der Beobachtungsfehler auf 40 Tage; so erhält man ⅛, also im Vergleich mit χ 
Cygni
eine fast doppelt große Abweichung. Bei 30 
Hydrae
, welche eine Periode von 495 Tagen hat, ist dieselbe gewiß noch größer, vielleicht
1
/
5
. Die veränderlichen Sterne mit sehr kurzen Perioden sind erst seit wenigen Jahren (seit 1840 und noch später) anhaltend und mit gehöriger Genauigkeit beobachtet worden: so daß, auf sie angewandt, das hier behandelte Problem noch schwerer zu lösen ist. Es scheinen jedoch nach den bisherigen Erfahrungen weniger große
241
Abweichungen sich darzubieten. Bei η 
Aquilae
(Periode 7 T. 4 St.) sind sie nur auf
1
/
16
oder
1
/
17
der ganzen Periode, bei β 
Lyrae
(Periode 12 T. 21 St.) auf
1
/
27
oder
1
/
30
gestiegen; aber diese Untersuchung ist bisher noch vielen Ungewißheiten unterworfen bei Vergleichung kurzer und langer Perioden. Von β 
Lyrae
sind 1700 bis 1800 Perioden beobachtet, von
Mira Ceti
279, von χ 
Cygni
nur 145.
Die angeregte Frage: ob Sterne, die lange in regelmäßigen Perioden sich veränderlich gezeigt haben, aufhören es zu sein, scheint verneint werden zu müssen. So wie es unter den fortwährend veränderlichen Sternen solche giebt, welche zuweilen eine sehr starke, zuweilen eine sehr schwache Veränderlichkeit zeigen (z. B.
variabilis Scuti
); so scheint es auch andere zu geben, deren Veränderlichkeit zu gewissen Zeiten so gering ist, daß wir sie mit unseren beschränkten Mitteln nicht wahrzunehmen vermögen. Dahin gehört
var. Coronae bor.
(No. 5236 im Catalog der
British Association
), von Pigott als veränderlich erkannt und eine Zeit lang beobachtet. Im Winter 1795/6 ward der Stern völlig unsichtbar; später erschien er wieder, und seine Lichtveränderungen wurden von Koch beobachtet. Harding und Westphal fanden seine Helligkeit 1817 fast ganz constant, bis 1824 wieder Olbers seinen Lichtwechsel beobachten konnte. Die Constanz trat nun wieder ein und wurde vom August 1843 bis September 1845 von Argelander ergründet. Ende September fing eine neue Abnahme an. Im October war der Stern im Cometensucher nicht mehr sichtbar, erschien wieder im Februar 1846, und erreichte Anfangs Juni seine gewöhnliche 6te Größe. Er hat sie seitdem behalten: wenn man kleine und nicht sehr
242
sichere Schwankungen abrechnet. Zu dieser räthselhaften Classe von Sternen gehört auch
variabilis Aquarii
und vielleicht Janson's und Kepler's Stern im Schwan von 1600, dessen wir bereits unter den neu erschienenen Sternen gedacht haben.
243
Tabelle über die veränderlichen Sterne
von Fr. Argelander
No.
Bezeichnung
des
Sterns
Dauer der
Periode
Helligkeit
im
Name des Entdeckers
und
Zeit der Entdeckung
Maximum
Minim.
T.
St.
Min.
Größe
Größe
1
ο 
Ceti
331
20
—
4 bis 2.1
0
Holwarda
2
β 
Persei
2
20
49
2.3
4
Montanari
3
γ 
Cygni
406
1
30
6.7 bis 4
0
Gottfr. Kirch
4
30 Hydrae Hev.
495
—
—
5 bis 4
0
Maraldi
5
Leonis R, 420 M.
312
18
—
5
0
Koch
6
η 
Aquilae
7
4
14
3.4
5.4
E. Pigott
7
β 
Lyrae
12
21
45
3.4
4.5
Goodricke
8
δ 
Cephei
5
8
49
4.3
5.4
Goodricke
9
α 
Herculis
66
8
—
3
3.4
Wilh. Herschel
10
Coronae R
323
—
—
6
0
E. Pigott
11
Scuti R
71
17
—
6.5 bis 5.4
9 bis 6
E. Pigott
12
Virginis R
145
21
—
7 bis 6.7
0
Harding
13
Aquarii R
388
13
—
9 bis 6.7
0
Harding
14
Serpentis R
359
—
—
6.7
0
Harding
15
Serpentis S
367
5
—
8 bis 7.8
0
Harding
16
Cancri R
380
—
—
7
0
Schwerd
17
α 
Cassiopeae
79
3
—
2
3.2
Birt
18
α 
Orionis
196
0
—
1
1.2
John Herschel
19
α 
Hydrae
55
—
—
2
2.3
John Herschel
20
ε 
Aurigae
?
3.4
4.5
Heis
21
ζ 
Geminorum
10
3
35
4.3
5.4
Schmidt
22
β 
Pegasi
40
23
—
2
2.3
Schmidt
23
Pegasi R
350
—
—
8
0
Hind
24
Cancri S
?
7.8
0
Hind
244
Bemerkungen.
Die 0 in der Columne für das Minimum bedeutet, daß der Stern zur Zeit desselben schwächer als 10ter Größe ist. Um die kleineren veränderlichen Sterne, die meistens weder Namen noch sonstige Bezeichnungen haben, einfach und bequem angeben zu können, habe ich mir erlaubt ihnen Buchstaben beizulegen: und zwar, da die griechischen und kleinen lateinischen zum großen Theile schon von Bayer gebraucht worden sind, die des großen Alphabets.
Außer den in der Tabelle aufgeführten giebt es fast noch eben so viele Sterne, die der Veränderlichkeit verdächtig sind, indem sie von verschiedenen Beobachtern mit verschiedenen Größen angeführt werden. Da diese Schätzungen aber nur gelegentliche und nicht mit großer Schärfe ausgeführt waren, auch verschiedene Astronomen verschiedene Grundsätze beim Schätzen der Größen haben; so scheint es sicherer solche Fälle nicht zu berücksichtigen, bis derselbe Beobachter zu verschiedenen Zeiten entschiedene Veränderlichkeit gefunden hat. Bei allen in der Tafel angegebenen ist dies der Fall; und ihr periodischer Lichtwechsel ist sicher, auch wo die Periode selbst noch nicht hat bestimmt werden können. Die angegebenen Perioden beruhen zum größten Theil auf eigenen Untersuchungen sämmtlicher bekannt gewordener älterer und meiner über 10 Jahre umfassenden noch ungedruckten Beobachtungen. Ausnahmen werden in den folgenden Notizen über die einzelnen Sterne angegeben werden.
In diesen gelten die Positionen für 1850 und sind in gerader Aufsteigung und Abweichung ausgedrückt. Der oft gebrauchte Ausdruck Stufe bedeutet einen Unterschied in der Helligkeit, welcher sich noch sicher mit bloßen Augen erkennen läßt, oder für die mit unbewaffnetem Auge unsichtbaren Sterne durch einen Fraunhofer'schen Cometensucher von 24 Zoll Brennweite. Für die helleren Sterne über 6ter Größe beträgt eine Stufe ungefähr den 10ten Theil des Unterschiedes, um welchen die auf einander folgenden Größenclassen von einander verschieden sind; für die kleineren Sterne sind die gebräuchlichen Größenclassen bedeutend enger.
1) ο
Ceti
:
AR. 32° 57', Dec1. -3° 40'; auch wegen seines wunderbaren Lichtwechsels, der an diesem Sterne zuerst wahrgenommen wurde,
Mira
genannt. Schon in der zweiten Hälfte des 17ten Jahrhunderts erkannte man die Periodicität dieses Sterns, und Boulliaud bestimmte die Dauer der Periode auf 333 Tage;
245
indeß fand man auch zugleich, daß diese Dauer bald länger, bald kürzer sei: so wie daß der Stern in seinem größten Lichte bald heller, bald schwächer erscheine. Dies hat nun die Folgezeit vollkommen bestätigt. Ob der Stern jemals ganz unsichtbar wird, ist noch nicht entschieden; man hat ihn zuweilen 11ter oder 12ter Größe zur Zeit des Minimums gesehn, zu anderen Zeiten mit 3- und 4füßigen Fernröhren nicht sehen können. So viel ist gewiß, daß er eine lange Zeit schwächer als 10ter Größe ist. Es sind aber überhaupt über dies Stadium nur wenige Beobachtungen vorbanden; die meisten beginnen erst, wenn er als 6ter Größe dem bloßen Auge sich zu zeigen anfängt. Von diesem Zeitpunkte nimmt der Stern nun anfangs rasch, dann langsamer, zuletzt kaum merklich an Helligkeit zu; dann wieder, erst langsam, nachher rascher, ab. Im Mittel dauert die Zeit der Lichtzunahme von der 6ten Größe an 50, die der Lichtabnahme bis zur genannten Helligkeit 69 Tage: so daß der Stern also ungefähr 4 Monate mit bloßen Augen sichtbar ist. Allein dies ist nur die mittlere Dauer der Sichtbarkeit; zuweilen hat sie sich auf 5 Monate gesteigert, während sie zu anderen Zeiten nur 3 Monate gewesen ist. Eben so ist auch die Dauer der Licht-Zu- und Abnahme großen Schwankungen unterworfen, und jene zuweilen langsamer als diese: wie im Jahre 1840, wo der Stern 62 Tage brauchte, um bis zur größten Helligkeit zu kommen, und in 49 Tagen von dieser bis zur Unsichtbarkeit mit bloßen Augen herabsank. Die kürzeste beobachtete Dauer des Wachsens fand im Jahre 1679 mit 30 Tagen statt; die längste, von 67 Tagen, ward im Jahre 1709 beobachtet. Die Lichtabnahme dauerte am längsten im Jahre 1839, nämlich 91 Tage; am kürzesten im Jahre 1660, nämlich nur 52 Tage. Zuweilen verändert der Stern zur Zeit seiner größten Helligkeit diese einen Monat lang kaum merklich, zu andern Zeiten läßt sich schon nach wenigen Tagen eine Veränderung deutlich wahrnehmen. Bei einigen Erscheinungen hat man, nachdem der Stern einige Wochen an Helligkeit abgenommen hatte, während mehrerer Tage einen Stillstand oder wenigstens eine kaum merkliche Lichtabnahme wahrgenommen: so im Jahre 1678 und 1847.
Die Helligkeit im Maximum ist, wie schon erwähnt, auch keinesweges immer dieselbe. Bezeichnet man die Helligkeit der schwächsten mit bloßen Augen sichtbaren Sterne mit 0, die des Aldebaran (α im Stier), eines Sterns 1ter Größe, mit 50: so hat
246
die Helligkeit von
Mira
im Maximum zwischen 20 und 47 geschwankt, d. h. zwischen der Helligkeit der Sterne 4ter und 1ter bis 2ter Größe; die mittlere Helligkeit ist 28 oder die des Sterns γ 
Ceti
. Aber fast noch unregelmäßiger hat sich die Dauer der Periode gezeigt; im Mittel beträgt dieselbe 331 Tage 20 Stunden, ihre Schwankungen aber steigen bis auf einen Monat: denn die kürzeste von Einem Maximum bis zum nächsten verflossene Zeit war nur 306 Tage, die längste dagegen 367 Tage. Und noch auffallender werden diese Unregelmäßigkeiten, wenn man die einzelnen Erscheinungen des größten Lichtes selbst mit denjenigen vergleicht, welche statt finden sollten, wenn man diese Maxima unter Annahme einer gleichförmigen Periode berechnet. Die Unterschiede zwischen Rechnung und Beobachtung steigen dann auf 50 Tage; und zwar zeigt es sich, daß diese Unterschiede mehrere Jahre hinter einander nahe von derselben Größe und nach derselben Seite hin sind. Dies deutet offenbar auf eine Störung in den Lichterscheinungen hin, welche eine sehr lange Periode hat. Die genauere Rechnung hat aber erwiesen, daß man mit Einer Störung nicht ausreicht, sondern mehrere annehmen muß, die freilich aus derselben Ursache herrühren können: und zwar eine, die nach 11; eine 2te, die nach 88; eine 3te, die nach 176; und eine 4te, die erst nach 264 Einzel-Perioden wiederkehrt. Danach entsteht die
S. 260 Anm. 1266
angeführte Sinus-Formel: mit welcher nun die einzelnen Maxima sehr nahe stimmen, obgleich immer noch Abweichungen vorhanden sind, die sich durch Beobachtungsfehler nicht erklären lassen.
2) β
Persei
, Algol;
AR. 44° 36', Dec1. +40° 22'. Obgleich Geminiano Montanari schon im Jahre 1667 die Veränderlichkeit dieses Sterns bemerkt und Maraldi sie gleichfalls beobachtet hatte, fand doch erst Goodricke im Jahre 1782 die Regelmäßigkeit derselben. Der Grund hiervon ist wohl darin zu suchen, daß der Stern nicht wie die meisten übrigen veränderlichen allmälig an Helligkeit ab- und zunimmt, sondern während 2 Tagen 13 Stunden in der gleichen 2.3ten Größe glänzt, und nur 7 bis 8 Stunden lang sich in geringerer zeigt: wobei er bis zur 4ten Größe herabsinkt. Die Ab- und Zunahme der Helligkeit ist nicht ganz regelmäßig, sondern geht in der Nähe des Minimums rascher vor sich: woher sich auch der Zeitpunkt der geringsten Helligkeit auf 10 bis 15 Min. genau bestimmen läßt. Merkwürdig ist dabei, daß der Stern,
247
nachdem er gegen eine Stunde an Licht zugenommen hat, etwa eben so lange fast in derselben Helligkeit bleibt, und dann erst wieder merklich wächst. Die Dauer der Periode wurde bisher für vollkommen gleichförmig gehalten; und Wurm konnte, indem er sie zu 2 Tagen 21 St. 48 Min. 58½ Sec. annahm, alle Beobachtungen gut darstellen. Eine genauere Berechnung, bei der ein fast doppelt so großer Zeitraum benutzt werden konnte, als der Wurm zu Gebote gestanden, hat aber gezeigt, daß die Periode allmälig kürzer wird. Sie war im Jahre 1784 2 T. 20 St. 48 Min. 59,4 Sec. und im Jahre 1842 nur 2 T. 20 St. 48 Min. 55,2 Sec. Aus den neuesten Beobachtungen wird es außerdem sehr wahrscheinlich, daß auch diese Abnahme der Periode jetzt schneller vor sich geht als früher: so daß also auch bei diesem Sterne mit der Zeit eine Sinus-Formel für die Störung der Periode sich ergeben wird. Diese gegenwärtige Verkürzung der Periode würde sich übrigens erklären lassen, wenn wir annehmen, daß Algol sich uns jedes Jahr etwa 500 Meilen mehr nähert, oder sich um so viel weniger von uns entfernt wie das vorhergehende: indem dann das Licht um so viel früher jedes Jahr zu uns gelangen muß, als die Abnahme der Periode fordert, nämlich ungefähr 12 Tausendtheile einer Secunde. Ist dies der wahre Grund, so muß natürlich mit der Zeit eine Sinus-Formel sich ergeben.
3) χ
Cygni
:
AR. 296° 12', Dec1. +32° 32'. Auch dieser Stern zeigt nahe dieselben Unregelmäßigkeiten wie
Mira
; die Abweichungen der beobachteten Maxima von den mit einer gleichförmigen Periode berechneten gehen bis auf 40 Tage, werden aber sehr verringert durch Einführung einer Störung von 8½ Einzel-Perioden und einer anderen von 100 solcher Perioden. Im Maximum erreicht der Stern im Mittel die Helligkeit von schwach 5ter Größe, oder eine hellere Stufe als der Stern 17 
Cygni
. Die Schwankungen sind aber auch hier sehr bedeutend, und sind von 13 Stufen unter der mittleren bis 10 Stufen über derselben beobachtet worden. Wenn der Stern jenes schwächste Maximum hatte, war er dem bloßen Auge ganz unsichtbar: wogegen er im Jahre 1847 volle 97 Tage ohne Fernglas gesehen werden konnte; seine mittlere Sichtbarkeit ist 52 Tage: wovon er im Mittel 20 Tage im Zunehmen und 32 im Abnehmen ist.
4) 30
Hydrae Hevelii
:
AR. 200° 23', Decl. -22° 30'.
248
Von diesem Sterne, der wegen seiner Lage am Himmel nur kurze Zeit jedes Jahr zu sehen ist, läßt sich nur sagen, das sowohl seine Periode als auch seine Helligkeit im Maximum sehr großen Unregelmäßigkeiten unterworfen sind.
5)
Leonis R = 420 Mayeri
;
AR. 144° 52', Decl. +12° 7'. Dieser Stern ist häufig mit den nahe bei ihm stehenden Sternen 18 und 19 
Leonis
verwechselt und deshalb sehr wenig beobachtet worden; indeß doch hinlänglich, um zu zeigen, daß die Periode ziemlich unregelmäßig ist. Auch scheint die Helligkeit im Maximum um einige Stufen zu schwanken.
6) η
Aquilae
, auch η
Antinoi
genannt; AR. 296° 12', Decl. +0° 37'. Die Periode dieses Sterns ist ziemlich gleichförmig 7 T. 4 St. 13 Min. 53 Sec.; aber doch zeigen die Beobachtungen, daß auch in ihr nach längeren Zeiträumen kleine Schwankungen vorkommen: die jedoch nur auf etwa 20 Secunden gehn. Der Lichtwechsel selbst geht so regelmäßig vor sich, daß bis jetzt noch keine Abweichungen sichtbar geworden sind, die nicht durch Beobachtungsfehler sich erklären ließen. Im Minimum ist der Stern eine Stufe schwächer als ι 
Aquilae
; er nimmt dann erst langsam, darauf rascher, zuletzt wieder langsamer zu: und erreicht 2 T. 9 St. nach dem Minimum seine größte Helligkeit: in der er fast 3 Stufen heller wird als β, aber noch 2 Stufen schwächer bleibt als δ 
Aquilae
. Vom Maximum sinkt die Helligkeit nicht so regelmäßig herab: indem sie, wenn der Stern die Helligkeit von β erreicht hat (1 T. 10 St. nach dem Maximum), sich langsamer verändert als vorher und nachher.
7) β
Lyrae
:
AR. 281° 8', Decl. +33° 11'; ein merkwürdiger Stern dadurch, daß er zwei Maxima und zwei Minima hat. Wenn er im kleinsten Lichte, ⅓ Stufe schwächer als ζ 
Lyrae
gewesen ist; steigt er in 3 T. 5 St. bis zu seinem ersten Maximum, in welchem er ¾ Stufen schwächer bleibt als γ 
Lyrae
. Darauf sinkt er in 3 T. 3 St. zu seinem zweiten Maximum herab, in welchem seine Helligkeit die von ζ um 5 Stufen übertrifft. Nach weiteren 3 T. 2 St. erreicht er im zweiten Maximum wieder die Helligkeit des ersten, und sinkt nun in 3 T. 12 St. wieder zur geringsten Helligkeit hinab: so daß er in 12 T. 21 St. 46 Min. 40 Sec. seinen ganzen Lichtwechsel durchläuft. Diese Dauer der Periode gilt aber nur für die Jahre 1810 bis 1844; früher ist sie kürzer gewesen: im Jahre 1784 um 2½ Stunde, 1817 und 1818 um mehr
249
als eine Stunde; und jetzt zeigt sich deutlich wieder eine Verkürzung derselben. Es ist also nicht zweifelhaft, daß auch bei diesem Sterne die Störung der Periode sich durch eine Sinus-Formel wird ausdrücken lassen.
8) δ
Cephei
:
AR. 335° 54', Dec1. +57° 39'; zeigt von allen bekannten Sternen in jeder Hinsicht die größte Regelmäßigkeit. Die Periode von 5 T. 8 St. 47 Min. 39½ Sec. stellt alle Beobachtungen von 1784 bis jetzt innerhalb der Beobachtungsfehler dar; und durch solche können auch die kleinen Verschiedenheiten erklärt werden, welche sich in dem Gange des Lichtwechsels zeigen. Der Stern ist im Minimum ¾ Stufen heller als ε, im Maximum gleich dem Sterne ι desselben Sternbildes; er braucht 1 T. 15 St., um von jenem zu diesem zu steigen: dagegen mehr als das Doppelte dieser Zeit, nämlich 3 T. 18 St., um wieder zum Minimum zurückzukommen; von dieser letzteren Zeit verändert er sich aber 8 Stunden lang fast gar nicht und einen ganzen Tag lang nur ganz unbedeutend.
9) α
Herculis
:
AR. 256° 57', Decl. +14° 34'; ein sehr rother Doppelstern, dessen Lichtwechsel in jeder Hinsicht sehr unregelmäßig ist. Oft verändert er sein Licht Monate lang fast gar nicht, zu anderen Zeiten ist er im Maximum um 5 Stufen heller als im Minimum; daher ist auch die Periode noch sehr unsicher. Der Entdecker hatte sie zu 63 Tagen angenommen; ich anfänglich zu 95, bis eine sorgfältige Berechnung meiner sämmtlichen Beobachtungen während 7 Jahren mir jetzt die im Texte angesetzte Periode gegeben hat. Heis glaubt die Beobachtungen durch eine Periode von 184,9 Tagen mit 2 Maximis und 2 Minimis darstellen zu können.
10)
Coronae R
:
AR. 235° 36', Decl. +28° 37'. Der Stern ist nur zeitweise veränderlich: die angegebene Periode ist von Koch berechnet worden aus seinen eigenen Beobachtungen, die leider verloren gegangen sind.
11)
Scuti R
:
AR. 279° 52', Decl. -5° 51'. Die Helligkeits-Schwankungen dieses Sterns bewegen sich zuweilen nur innerhalb weniger Stufen, während er zu anderen Zeiten von der 5ten bis zur 9ten Größe hinabsinkt. Er ist noch zu wenig beobachtet worden, um zu entscheiden, ob in diesen Abwechselungen eine bestimmte Regel herrscht. Eben so ist auch die Dauer der Periode bedeutenden Schwankungen unterworfen.
250
12)
Virginis R
:
AR. 187° 43', Decl. +7° 49'. Er hält seine Periode und Helligkeit im Maximum mit ziemlicher Regelmäßigkeit ein: doch kommen Abweichungen vor, die mir zu groß scheinen, um sie allein Beobachtungsfehlern zuschreiben zu können.
13)
Aquarii R
:
AR. 354° 11', Decl. -16° 6'.
14)
Serpentis R
:
AR. 235° 57', Decl. +15° 36'.
15)
Serpentis S
:
AR. 228° 40', Decl. +14° 52'.
16)
Cancri R
:
AR. 122° 6', Decl. +12° 9'.
Ueber diese vier Sterne, die nur höchst dürftig beobachtet sind, läßt sich wenig mehr sagen, als die Tabelle giebt.
17). α
Cassiopeae
:
AR. 8° 0', Decl. +55° 43'. Der Stern ist sehr schwierig zu beobachten; der Unterschied zwischen Maximum und Minimum beträgt nur wenige Stufen, und ist außerdem eben so variabel als die Dauer der Periode. Aus diesem Umstande sind die sehr verschiedenen Angaben für dieselbe zu erklären. Die angegebene, welche die Beobachtungen von 1782 bis 1849 genügend darstellt, scheint mir die wahrscheinlichste zu sein.
18) α
Orionis
:
AR. 86° 46', Decl. +7° 22' Auch dieses Sterns Lichtwechsel beträgt vom Minimum zum Maximum nur 4 Stufen; er nimmt während 91½ Tagen zu an Helligkeit, während 104½ ab: und zwar vom 20ten bis 70ten Tage nach dem Maximum ganz unmerklich. Zeitweise ist seine Veränderlichkeit noch geringer und kaum zu bemerken. Er ist sehr roth.
19) α
Hydrae
:
AR. 140° 3', Decl. -8° 1'; ist von allen veränderlichen am schwierigsten zu beobachten, und die Periode noch ganz unsicher. Sir John Herschel giebt sie zu 29 bis 30 Tagen an.
20) ε
Aurigae
:
AR. 72° 48', Dec1. +43° 36'. Der Lichtwechsel dieses Sterns ist entweder sehr unregelmäßig, oder es finden während einer Periode von mehreren Jahren mehrere Maxima und Minima statt: was erst nach Verlauf vieler Jahre wird entschieden werden können.
21) ζ
Geminorum
:
AR. 103° 48', Dec1. +20° 47'. Dieser Stern hat bis jetzt einen ganz regelmäßigen Verlauf des Lichtwechsels gezeigt. Im Minimum hält seine Helligkeit die Mitte zwischen ω und υ desselben Sternbildes, im Maximum erreicht sie die von λ nicht völlig; der Stern braucht 4 T. 21 St. zum Hellerwerden und 5 T. 6 St. zum Abnehmen.
22) β
Pegasi
:
AR. 344° 7', Decl. +27° 16'. Die Periode ist
251
schon ziemlich gut bestimmt, über den Gang des Lichtwechsels läßt sich aber noch nichts sagen.
23)
Pegasi R
:
AR. 344° 47', Decl. +9° 43'.
24)
Cancri S
:
AR, 128° 50', Decl. +19° 34'.
Ueber beide Sterne ist noch nichts zu sagen.
Bonn
, im August 1850.
Fr. Argelander.
Veränderung des Sternlichtes in unerforschter Periodicität.
– Bei der wissenschaftlichen Ergründung wichtiger Naturerscheinungen im Kosmos, sei es in der tellurischen oder in der siderischen Sphäre, gebietet die Vorsicht, nicht allzu früh mit einander zu verketten, was noch in seinen nächsten Ursachen in Dunkel gehüllt ist. Deshalb unterscheiden wir gern: neu erschienene und wieder gänzlich verschwundene Sterne (in der Cassiopea 1572), neu erschienene und nicht wieder verschwundene (im Schwan 1600), veränderliche mit erforschten Perioden (
Mira Ceti
, Algol); Sterne, deren Licht-Intensität sich verändert, ohne daß in diesem Wechsel bisher eine Periodicität entdeckt worden ist (η 
Argûs
). Es ist keineswegs unwahrscheinlich, aber auch nicht nothwendig, daß diese vier Arten der Erscheinungen
1269)
ganz ähnliche Ursachen in der Photosphäre jener fernen Sonnen oder in der Natur ihrer Oberfläche haben.
Wie wir die Schilderung der
neuen Sterne
mit der ausgezeichnetsten dieser Classe von Himmelsbegebenheiten, mit der plötzlichen Erscheinung des Sterns von Tycho, begonnen haben; so beginnen wir, von denselben Gründen geleitet, die Darstellung der Veränderung des Sternlichts bei unerforschter Periodicität mit den noch heut zu Tage fortgehenden unperiodischen Helligkeits-Schwankungen von η 
Argûs
. Dieser Stern liegt in der großen und
252
prachtvollen Constellation des Schiffes, der »Freude des südlichen Himmels«. Schon Halley, als er 1677 von seiner Reise nach der Insel St. Helena zurückkehrte, äußerte viele Zweifel über den Lichtwechsel der Sterne des Schiffes Argo, besonders am Schilde des Vordertheils und am Verdeck (ασπιδίσκη und κατάστρωμα), deren relative Größenordnung Ptolemäus angegeben hatte
1270)
; aber bei der Ungewißheit der Stern-Positionen der Alten, bei den vielen Varianten der Handschriften des Almagest und den unsicheren Schätzungen der Lichtstärke konnten diese Zweifel zu keinen Resultaten führen. Halley hatte η 
Argûs
1677 4ter, Lacaille 1751 bereits 2ter Größe gefunden. Der Stern ging wieder zu seiner früheren schwächeren Intensität zurück: denn Burchell fand ihn während seines Aufenthalts im südlichen Afrika (1811 bis 1815) von der 4ten Größe. Fallows und Brisbane sahen ihn 1822 bis 1826 2
m
; Burchell, der sich damals (Febr. 1827) zu S. Paulo in Brasilien befand, 1
m
, ganz dem α 
Crucis
gleich. Nach einem Jahre ging der Stern wieder zu 2
m
zurück. So fand ihn Burchell in der brasilianischen Stadt Goyaz am 29 Febr. 1828, so führen ihn Johnson und Taylor von 1829 bis 1833 in ihren Verzeichnissen auf. Auch Sir John Herschel schätzte ihn am Vorgebirge der guten Hoffnung von 1834 bis 1837 zwischen 2
m
und 1
m
.
Als nämlich am 16 December 1837 dieser berühmte Astronom eben sich zu photometrischen Messungen von einer Unzahl telescopischer Sterne 11
m
bis 16
m
rüstete, welche den herrlichen Nebelfleck um η 
Argûs
füllen, erstaunte er diesen oft vorher beobachteten Stern zu einer solchen Intensität des Lichtes angewachsen zu finden, daß er fast dem
253
Glanze von α 
Centauri
gleich kam und alle andere Sterne erster Größe außer Canopus und Sirius an Glanz übertraf. Am 2 Januar 1838 hatte er dieses Mal das Maximum seiner Helligkeit erreicht. Er wurde bald schwächer als Arcturus, übertraf aber Mitte Aprils 1838 noch Aldebaran. Bis März 1843 erhielt er sich in der Abnahme, doch immer als Stern 1
m
; dann, besonders im April 1843, nahm wieder das Licht so zu, daß nach den Beobachtungen von Mackay in Calcutta und Maclear am Cap η 
Argûs
glänzender als Canopus, ja fast dem Sirius gleich wurde.
1271)
Diese hier bezeichnete Licht-Intensität hat der Stern fast noch bis zu dem Anfang des laufenden Jahres behalten. Ein ausgezeichneter Beobachter, Lieutenant Gilliß, der die astronomische Expedition befehligt, welche die Regierung der Vereinigten Staaten an die Küste von Chili geschickt hat, schreibt von Santiago im Februar 1850: »η 
Argûs
mit seinem gelblich rothen Lichte, welches dunkler als das des Mars ist, kommt jetzt dem Canopus an Glanz am nächsten, und ist heller als das vereinigte Licht von α 
Centauri
.«
1272)
Seit der Erscheinung im Schlangenträger 1604 ist kein Fixstern zu einer solchen Lichtstärke und in einer langen Dauer von nun schon 7 Jahren aufgestrahlt. In den 173 Jahren (von 1677 bis 1850), in welchen wir Nachricht von der Größenordnung des schönen Sterns im Schiffe haben, hat derselbe in der Vermehrung und Verminderung seiner Intensität 8 bis 9 Oscillationen gehabt. Es ist, als ein Antriebsmittel zur dauernden Aufmerksamkeit der Astronomen auf das Phänomen einer großen, aber unperiodischen Veränderlichkeit von η 
Argûs
, ein glücklicher Zufall gewesen, daß die Erscheinung in die Epoche
254
der rühmlichen fünfjährigen Cap-Expedition von Sir John Herschel gefallen ist.
Bei mehreren anderen, sowohl isolirten Fixsternen als von Struve beobachteten Doppelsternen (
Stellarum compos. Mensurae microm.
p. LXXI–LXXIII
) sind ähnliche, noch nicht periodisch erkannte Lichtveränderungen bemerkt worden. Die Beispiele, die wir uns hier anzuführen begnügen, sind auf wirkliche, von demselben Astronomen zu verschiedenen Zeiten angestellte photometrische
Schätzungen
und
Messungen
gegründet: keinesweges aber auf die Buchstabenreihen in Bayer's Uranometrie. Argelander hat in der Abhandlung
de fide Uranometriae Bayerianae
1842 p. 15
sehr überzeugend erwiesen, daß Bayer gar nicht den Grundsatz befolgt die hellen Sterne mit den früheren Buchstaben zu bezeichnen: sondern im Gegentheil in
derselben
Größenclasse die Buchstaben in Reihenfolge der
Lage
so vertheilte, daß er gewöhnlich vom Kopf der Figur in jeglichem Sternbilde zu den Füßen überging. Die Buchstabenreihe in Bayer's Uranometrie hat lange den Glauben an die Lichtveränderungen verbreitet von α 
Aquilae
, von Castor der Zwillinge und Alphard der Wasserschlange.
Struve (1838) und Sir John Herschel sahen
Capella
an Licht zunehmen. Der Letztere findet die Capella jetzt um vieles heller als Wega, da er sie vorher immer für schwächer annahm.
1273)
Eben so auch Galle und Heis in jetziger Vergleichung von Capella und Wega. Der Letztere findet Wega um 5 bis 6 Stufen, also mehr als eine halbe Größenclasse, schwächer.
Die Veränderungen in dem Lichte einiger Sterne in
255
den Constellationen des Großen und Kleinen Bären verdienen besondere Aufmerksamkeit. »Der Stern η 
Urase majoris
«, sagt Sir John Herschel, »ist jetzt gewiß unter den 7 hellen Sternen des Großen Bären der vorleuchtendste, wenn 1837 noch ε unbestreitbar den ersten Rang einnahm.« Diese Bemerkung hat mich veranlaßt Herrn Heis, der sich so warm und umsichtig mit der Veränderlichkeit des Sternlichts beschäftigt, zu befragen. »Aus dem Mittel der 1842 bis 1850 zu Aachen von mir angestellten Beobachtungen«, schreibt Herr Heis, »ergab sich die Reihenfolge: 1) ε 
Ursae maj.
oder Alioth, 2) α oder Dubhe, 3) η oder Benetnasch, 4) ζ oder Mizar, 5) β, 6) γ, 7) δ. In den Helligkeits-Unterschieden dieser 7 Sterne sind sich nahe gleich ε, α und η: so daß ein nicht ganz reiner Zustand der Luft die Reihenfolge unsicher machen kann; ζ ist entschieden schwächer als die drei genannten. Die beiden Sterne β und γ, beide merklich schwächer als ζ, sind unter einander fast gleich; δ endlich, in älteren Karten von gleicher Größe mit β und γ angegeben, ist um mehr als eine Größenordnung schwächer als diese Sterne. Veränderlich ist bestimmt ε. Obgleich der Stern in der Regel heller als α ist, so habe ich ihn doch in 3 Jahren 5mal entschieden schwächer als α gesehen. Auch β 
Ursae maj.
halte ich für veränderlich, ohne bestimmte Perioden angeben zu können. Sir John Herschel fand in den Jahren 1840 und 1841 β 
Ursae maj.
viel heller als den Polarstern, während daß schon im Mai 1846 das Entgegengesetzte von ihm beobachtet wurde. Er vermuthet Veränderlichkeit in β.
1274)
Ich habe seit 1843 der Regel nach
Polaris
schwächer als β 
Ursae maj.
gefunden, aber von October 1843 bis Julius
256
1849 wurde nach meinen Verzeichnissen
Polaris
zu 14 Malen größer als β gesehen. Daß wenigstens die Farbe des letztgenannten Sterns nicht immer gleich röthlich ist, davon habe ich mich häufig zu überzeugen Gelegenheit gehabt; sie ist zuweilen mehr oder weniger gelb, zuweilen recht entschieden roth.«
1275)
Alle mühevolle Arbeiten über die relative Helligkeit der Gestirne werden dann erst an Sicherheit gewinnen, wenn die
Reihung
nach bloßer
Schätzung
endlich einmal durch
Messungs-Methoden
, welche auf die Fortschritte der neueren Optik
1276)
gegründet sind, ersetzt werden kann. Die Möglichkeit ein solches Ziel zu erreichen darf von Astronomen und Physikern nicht bezweifelt werden.
Bei der wahrscheinlich großen physischen Aehnlichkeit der Lichtprocesse in allen selbstleuchtenden Gestirnen (in dem Centralkörper unseres Planetensystems und den
fernen Sonnen
oder Fixsternen) hat man längst mit Recht darauf hingewiesen
1277)
, wie bedentungs- und ahndungsvoll der periodische oder unperiodische Lichtwechsel der Sterne ist für die Klimatologie im allgemeinen, für die
Geschichte
des Luftkreises: d. i. für die wechselnde Wärmemenge, welche unser Planet im Lauf der Jahrtausende von der Ausstrahlung der Sonne empfangen hat; für den Zustand des organischen Lebens und dessen Entwickelungsformen unter verschiedenen Breitengraden. Der veränderliche Stern am Halse des Wallfisches (
Mira Ceti
) geht von der 2ten Größe bis zur 11ten, ja bis zum Verschwinden herab; wir haben eben gesehen, daß η des Schiffes Argo von der 4ten Größe bis zur 1ten: und unter den Sternen dieser Ordnung bis zum Glanz von Canopus, fast bis zu dem
257
von Sirius sich erhoben hat. Wenn je auch nur ein sehr geringer Theil der hier geschilderten Veränderungen in der Intensität der Licht- und Wärmestrahlung nach ab- oder aufsteigender Scala unsere Sonne angewandelt hat (und warum sollte sie von anderen Sonnen verschieden sein?); so kann eine solche Anwandlung, eine solche Schwächung oder Belebung der Lichtprocesse doch mächtigere, ja furchtbarere Folgen für unseren Planeten gehabt haben, als zur Erklärung aller geognostischen Verhältnisse und alter Erdrevolutionen erforderlich sind. William Herschel und Laplace haben zuerst diese Betrachtungen angeregt. Wenn ich hier bei denselben länger verweilt bin, so ist es nicht darum geschehen, weil ich in ihnen ausschließlich die Lösung der großen Probleme der Wärme-Veränderung auf unserem Erdkörper suche. Auch die primitive hohe Temperatur des Planeten, in seiner Bildung und der Verdichtung der sich ballenden Materie gegründet; die Wärmestrahlung der tiefen Erdschichten durch offene Klüfte und unausgefüllte Gangspalten, die Verstärkung electrischer Ströme, eine sehr verschiedene Vertheilung von Meer und Land
konnten
in den frühesten Epochen des Erdelebens die Wärme-Vertheilung unabhängig machen von der Breite, d. h. von der Stellung gegen einen Centralkörper. Kosmische Betrachtungen dürfen sich nicht einseitig auf astrognostische Verhältnisse beschränken.
Vergl.
Mädler, Astron.
S. 438 Note 12 mit
Struve
,
Stellarum compos. Mensurae miocrom.
p. 97
und
98
Stern 2140. »Ich glaube«, sagt Argelander, »daß es sehr schwierig ist in einem lichtstarken Fernrohr die Helligkeit so überaus verschiedener Sterne, als es die beiden Componenten von α 
Herculis
sind, richtig zu schätzen. Meine Erfahrung ist entscheidend gegen die Veränderlichkeit des Begleiters: da ich α 
Herculis
bei vielfachen Tagesbeobachtungen in den Fernröhren der Meridiankreise zu Abo, Helsingfors und Bonn, nie einfach gesehen habe; was doch wohl der Fall gewesen sein würde, wenn der Begleiter im Minimum 7ter Größe wäre. Ich halte diesen constant für 5
m
oder 5.6
m
.«
 
Mädler's
Tafel (
Astron
. S. 435) enthält mit sehr verschiedenen numerischen Elementen 18 Sterne; Sir John
Herschel
zählt mit den in den Noten berührten über 45 auf (
outlines
§ 819–826
).
 
Argelander
in
Schumacher's astr. Nachr.
Bd. XXVI. (1848) No. 624 S. 369.
 
»Wenn ich«, sagt Argelander, »das kleinste Licht des Algol 1800 Januar 1 um 18 St. 1 Min. mittlerer Pariser Zeit für die 0 Epoche annehme, so erhalte ich die Dauer der Perioden für:
-1987
 . . 
2 T. 20 St. 48 M.
 . . 
59
s
,416
 . . . 
±0
s
,316
-1406
58
s
,737
±0
s
,094
-825
58
s
,393
±0
s
,175
+751
58
s
,454
±0
s
,039
+2328
58
s
,193
±0
s
,096
+3885
57
s
,971
±0
s
,045
+5441
55
s
,182
±0
s
,348
In dieser Tabelle haben die Zahlen folgende Bedeutung: nennt man die Epoche des Minimums 1, Januar 1800 null, die nächst vorhergehende -1, die nächst folgende +1 u. s. w.; so war die Dauer zwischen dem -1987 und -1986 genau 2 T. 20 St. 48 Min. 59,416 Sec., die Dauer zwischen +5441 und +5442 aber 2 T. 20 St. 48 Min. 55,182 Sec.: jenes entspricht dem Jahre 1784, dieses dem Jahre 1842.
Die hinter den ± Zeichen stehenden Zahlen sind die wahrscheinlichen Fehler. Daß die Abnahme immer rascher wird, zeigen sowohl die letzte Zahl als alle meine Beobachtungen seit 1847.«
 
Argelander's Formel zur Darstellung aller Beobachtungen der Maxima von
Mira Ceti
ist nach seiner Mittheilung diese:
»1751 Sept. 9,76 + 331,3363 T. + 10,5 T. * Sin. (
360°
/
11
*E+86°23') + 18,2 T. * Sin. (
45°
/
11
*E+231°42') + 33,9 T. * Sin. (
45°
/
22
*E+170°19') + 65,3 T. * Sin. (
15°
/
11
*E+6°37'):
wo E die Anzahl der seit 1751 Sept. 9 eingetretenen Maxima bedeutet und die Coefficienten in Tagen gegeben sind. Für das jetzt laufende Jahr folgt daraus das Maximum:
1751 Sept. 9,76 + 36115,65 T. + 8,44 T. - 12,24 T. + 18,59 T. + 27,34 T. = 1850 Sept. 8,54.
Was am meisten für diese Formel zu sprechen scheint, ist der Umstand, daß mit ihr auch die Beobachtung des Maximums von 1596 (
Kosmos
Bd. II. S. 367
) dargestellt wird, die bei jeder Annahme einer gleichförmigen Periode um mehr als 100 Tage abweicht. Doch scheint das Gesetz der Lichtveränderung dieses Sternes so complicirt zu sein, daß
in einzelnen Fällen
, z. B. für das sehr genau beobachtete Maximum des Jahres 1810, die Formel noch viele Tage (fast 25) abgewichen ist.«
 
Vergl.
Argelander's
Schrift zur Säcularfeier der Königsberger Universität unter dem Titel:
de Stella
β
Lyrae variabili
1844
.
 
Zu den frühesten ernsten Bestrebungen, die mittlere Dauer der Veränderlichkeits-Periode von
Mira Ceti
zu ergründen, gehört die Arbeit von Jacques
Cassini
,
élémens d'Astronomie
1740 p. 66–69
.
 
Newton
(
Philos. Nat. Principia mathem.
ed. Le Seur et Jacquier 1760 T. III. p. 671
) unterscheidet nur zwei Arten dieser siderischen Erscheinungen:
»Stellae fixae quae per vices apparent et evanescunt quaeque paulatim crescunt, videntur revolvendo partem lucidam et partem obscuram per vices ostendere.«
Diese Erklärung des Lichtwechsels hatte schon früher Riccioli vorgetragen. Ueber die Vorsicht, mit welcher Periodicität vorausgesetzt werden muß, s. die wichtigen Betrachtungen von Sir John
Herschel
in der
Capreise
§ 261.
 
Delambre
,
Hist. de l'Astr. ancienne
T. II. p. 280
und
Hist. de l'Astr. au 18
ème
siècle
p. 119
.
 
Vergl. Sir John
Herschel
in der
Capreise
§ 71–78 und
outlines of Astronomy
§ 830
(
Kosmos
Bd. I. S. 160
und 416 [
Anm. 120
]).
 
Brief des Astronomen der Sternwarte zu Washington Lieut.
Gilliß
an Dr. Flügel, Consul der Verein. Staaten von Nordamerika zu Leipzig, (Handschrift). Die 8 Monate lang dauernde, ungetrübte Reinheit und Durchsichtigkeit der Atmosphäre in Santiago de Chile ist so groß, daß Lieut. Gilliß in dem
ersten in Amerika construirten großen Fernrohr
von 6½ Zoll Oeffnung (construirt von Henry Fitz in Neu-York und William Young in Philadelphia) den 6ten Stern im Trapezium des Orion deutlich erkannte.
 
Sir John
Herschel
,
Capreise
p. 334, 350 note 1
und
440
. (Ueber ältere Beobachtungen von Capella und Wega s. William
Herschel
in den
Philos. Transact.
1797 p. 307, 1799 p. 121
und in
Bode's Jahrbuch
für 1810 S. 148.) Argelander hegt dagegen vielen Zweifel über die Veränderlichkeit der Capella und der Bärensterne.
 
Capreise
§ 259 No. 260.
 
Heis
in handschr. Notizen vom Mai 1850. Vgl. auch
Capreise
p. 325
und P. von
Boguslawski, Uranus
für 1848
p. 186
. (Die behauptete Veränderlichkeit von η, α und δ 
Ursae maj.
ist auch bestätigt in
outlines
p. 559
.) Ueber die Reihenfolge der Sterne, welche vermöge ihrer Nähe nach und nach den Nordpol bezeichnen werden: bis, nach 12000 Jahren, Wega der Leier, der prachtvollste aller möglichen Polarsterne, die Stelle einnehmen wird; s.
Mädler, Astronomie
S. 432.
 
Kosmos
Bd. III. S. 134 [
Anm. 1153]
.
 
William
Herschel
on the Changes that happen to the Fixed Stars
, in den
Philos. Transact.
for 1796 p. 186
; Sir John
Herschel
in der Capreise
p. 350
bis
352
wie auch in Mary
Somerville's
vortrefflicher Schrift:
Connexion of the Physical Sciences
1846 p. 407
.