142 Die Fixsternwelt. Name des Sternes Grössenclasse Jährliche Parallaxe: Secunden Abstände von der Erde Halbmesser der Erdbahn Billionen Meilen a im Centaur I 0-919 224.5OO 4’5 61 im Schwan .... 5 O-5II 403.600 8-o Sirius (Grosser Hund) . . i 0'193 1,068.800 21-3 Wega (Leyer) .... i o‘i8o 1,146.000 22’8 t im Grossen Bären 3 0133 1,550.900 1,624 OOO 30-8 Arctur (Bootes) .... i 0 127 32’3 Y im Drachen 3 0-092 2,292.000 45’6 Polarstern 2 0-076 2,714.000 54’0 Capella (Fuhrmann) . . . i 0-046 4,484.000 89-2 Jeder Versuch, diese Entfernungen anschaulich zu machen, muss miss- glücken. Der Kürze wegen nennen wir die Entfernung der Erde von der Sonne, d. i. rund 20 Millionen Mei- len, eine Erdweite, und die 2oo.ooomal grössere Entfernung des nächsten Fixsternes, d. i. rund 4 Bil- lionen Meilen, eine Stern- weite. Wenn nun schon jene Erdweite uns unge- heuer erscheint, wie sollen wir erst die Entfernung des nächsten Fixsternes mit dem rechten Beinamen be- legen? Sie verhält sich zu einer Meile wie 190.000 Jahre sich zu einer Secunde verhalten. Um nur einiger- massen eine Vorstellung von den Entfernungen der bezüglich ihrer Parallaxe messbaren Sterne zu er- halten, benützt man die Geschwindigkeit des Lich- tes zum Vergleich. Das Licht durcheilt in jeder Secunde 41.000 Meilen oder nahezu 300.000 Kilometer, also in einem Jahre 1 ’/3 Bil- lionen Meilen oder gegen i o Billionen Kilometer. Diese in einem Jahre vom Lichtstrahl durcheilte Strecke Weges nennt man bekanntlich » Lichtjahr «. Man kennzeichnet daher die Entfernungen, indem man beispielsweise sagt: Sirius ist von uns 16*9 Licht- jahre, Arctur 25-6, der Po- larstern 42-75, Capella im Fuhrmann 70-6 Lichtjahre entfernt. Mit der Entfer- nung der Fixsterne hängt deren Helligkeit, und mit dieser wiederum ihre Ein- theilung nach Grössen- classen zusammen. Die Helligkeit der Sterne auch innerhalb der einzelnen Gruppen ist sehr verschie- den. Man hat die Helligkeit der Sterne mit der der Wega in der Leier ver- glichen und diese = 1 gesetzt. Da man nun aus der Helligkeit im Allge- meinen auf die Entfernun- gen geschlossen hat, er- gab sich, dass man die Sterne 2. Grösse 1 V2mal, 3. Grösse 10 JG 2 Fig. 286. Die veränderlichen Sterne des Nordhimmels. (Die Sterne vom Algoltypus sind eingeringt.) 2^ Fig. 287. Die veränderlichen Sterne des Südhimmels. (Die Sterne vom Algoltypus sind eingeringt.) 2l/3mal, 4. Grösse 53/5mal, 5. Grösse 63/5mal, 6. Grösse 83/5mal so weit entfernt sich dachte als die Sterne 1. Grösse und wurde hierbei die Entfernung der Sterne 1. Grösse durchschnittlich zu 36 Lichtjahren angenommen. Es stützt sich diese relative Bestim- mung auf die Annahme, dass alle Sterne gleiche Leuchtkraft be- sitzen. In dem Sternkatalog, den Ptolemäos nach den viel älteren Aufzeichnungen des Hipparch uns aus der römischen Kaiserzeit überliefert hat, ist die Auslese der Lichtstärke bereits in ein System gebracht: von 1022 Sternen werden die Helligkeits- abstufungen auf 6 Grössenclassen vertheilt. Auf dieser Grundlage hat sich dann dieser enge Zweig der Sternbetrachtung mühsam aufgebaut. John Herschel stellte den Versuch an, die Stärke des Lichtes bei Sonne, Vollmond und einzelnen Fixsternen zum Ausgangspunkte einer Vergleichung zu wählen, um so wahre Werthe für die Intensität des Sternenlichtes zu erhal- ten. Er fand, dass das Ver- hältniss des Vollmondlichtes zu dem des Sternes a im Centaur wie 27.408 :1 stehe. Nimmt man — die Richtig- keit dieser Schätzung ein- mal zugestanden — das Verhältniss von Sonne zu Mond mit Zöllner gleich 618.000 : 1, so übertreffe für uns die Sonne den Stern a Centauri um das i8.ooomillionenfache der Lichtstärke. Da nun die Parallaxe des genannten Sternes bekannt ist, ergiebt sich, dass die wirkliche Lichtstärke desselben die der Sonne um das Dop- pelte übertrifft. Calculirt man auf diese Weise wei- ter, so ergäbe sich für Sirius eine 88fache, für Capella eine mehrhundert- fache Leuchtkraft gegen- über derjenigen unserer Sonne. Indessen zeigt es sich bald, dass nicht einzig und allein der Unterschied der Lichtstärke für die Schätzung der Entfernun- gen ausreichend oder viel- mehr bestimmend sei. Die Erfahrung lehrte, dass nicht alle Sterne in gleicher Farbe erglänzen; ferner, dass bei vielen Sternen die Lichtstärke periodischen Ve ränderungen unterwor- fen ist. Als dritter Factor kamen die sogenannten Neuen Sterne — offenbar Phänomene von katastro- phenartigem Uebergange von einer Lichtphase zu der anderen — hinzu. . . Was zunächst die farbigen Sterne anbetrifft, waren den alten Beobachtern da- von nur wenige bekannt. Mit Erfindung der Fern- rohre wuchs die Zahl der farbigen Sterne mehr und mehr an. Bei einer Betrach- tung der Farbe der Sterne im Allgemeinen sind die auf- fallendsten die rothen und gelben — wenn man die übrigen wie gewöhnlich als weiss annimmt. Bereits La- lande hatte einen kleinen