Fixsternpa
rallaxen.
Die Entfernungen der Fixsterne [* 2] von der Erde sind so ungeheure, daß die Gesichtslinien nach demselben Stern von zwei verschiedenen Punkten der Erdoberfläche aus, selbst wenn diese um den ganzen Erddurchmesser voneinander abstehen, auch bei den feinsten Messungen sich als einander völlig parallel ergeben. Durch die Messung täglicher Parallaxen (s. d.), ähnlich wie bei den Körpern unserer Sonnensysteme, ist die Bestimmung der Entfernung der Fixsterne daher nicht ausführbar.
Man muß zur Ermittelung derselben deshalb seine Zuflucht zur jährlichen Parallaxe [* 3] nehmen, indem man den Ort eines und desselben Sterns am Himmel [* 4] von zwei einander entgegengesetzten Punkten der Erdbahn aus bestimmt. Diese Punkte müssen so gewählt sein, daß ihre Verbindungslinie auf der Richtung nach dem Stern nahe senkrecht steht. Die Hälfte des Unterschieds der an beiden Punkten bestimmten Richtungen nennt man die jährliche oder heliocentrische Parallaxe des betreffenden Sterns oder auch kurzweg seine Parallaxe.
Man kann die Fixsternpa
rallaxe auch definieren als den Winkel,
[* 5] unter dem von dem
Stern aus der Halbmesser der Erdbahn erscheint.
Ähnlich wie die Horizontalparallaxe bei den
Planeten
[* 6] giebt die Fixsternpa
rallaxe einen bequemen Maßstab
[* 7] für die Entfernung der
Fixsterne ab. Indessen sind letztere auch gegenüber dem über 148 Mill. km betragenden Halbmesser
der Erdbahn so ungeheure, daß selbst die größte bekannte Fixsternpa
rallaxe nur 0".7 beträgt. Die Bestimmungen der Fixsternparallaxen
erfordern
daher auch ein ganz ungewöhnlich hohes
Maß von Genauigkeit und Vorsicht. In früherer Zeit hatte man
versucht, derartige Bestimmungen durch Messungen von Meridianhöhen der
Sterne auszuführen;
indessen können diese nicht mit dem hier nötigen Grad von Genauigkeit ausgeführt werden;
hingegen ist es möglich, eine große Schärfe zu erreichen, wenn man den Abstand des fraglichen Sterns von geeignet ¶
0856a ¶
0856b ¶
mehr
gewählten Sternen in seiner Nähe mit Hilfe eines Mikrometers (s. d.) mißt; hierzu ist namentlich das Heliometer
[* 11] (s. d.)
sehr brauchbar. Bessel und Struve waren die ersten, denen es auf diesem Wege gelang, sichere Werte von Fixsternpa
rallaxen zu bestimmen. Jetzt
kennt man solche von etwa 50 Sternen. Dabei hat sich gezeigt, daß namentlich das Vorhandensein großer
Eigenbewegung (s. d.) einen ziemlich sichern Schluß auf das Vorhandensein meßbarer Fixsternpa
rallaxen gestattet. Die Entfernung der Fixsterne
pflegt man gewöhnlich durch Angabe ihrer Lichtzeit (s.d.) zu veranschaulichen; trotzdem das Licht
[* 12] 300000 km in 1 Sekunde
zurücklegt, braucht es doch 4 Jahre, um von α Centauri, dem nach unserer heutigen Kenntnis nächsten
Fixstern, zu uns zu gelangen. (S. auch Sternweite.)