Fixsterne

Fixsterne, die miteigenem Lichte funkelnd leuchtenden Sterne, welche gegen einander ihre Stelle am Himmel in gewöhnlicher Beobachtung unverändert behaupten u. selbst durch die besten Fernröhre unvergrößert, ja (weil dann das Funkeln wegfällt) nur als Lichtpunkte erscheinen. Man hat die Entfernung der F. von der Erde durch die Verschiedenheit der Richtungen, Parallaxe, zu bestimmen gesucht, nach welchen sie von zwei entgegengesetzten Punkten der Erdbahn, also in entgegengesetzten Jahreszeiten, erscheinen. Obwohl gber die Entfernung von zwei solchen Beobachtungsorten mehr als 41 Millionen Ml. beträgt, ist es doch erst den angestrengtesten Bemühungen der Astronomen in neuester Zeit gelungen, bei einigen F-n eine ganz unerhebliche, schwerlich auf 1 Secunde sich belaufende Abweichung ihres Standes (Parallaxe) zu beobachten. Daraus geht die ungeheuere Entfernung der F. von der Sonne u. also guck von der Erde hervor. Wenn nämlich die Parallaxe des nächsten F-s wirklich 1 Secunde betrüge, so würde ein solcher immer noch 206,264 Mal weiter von uns, als die Erde von der Sonne entfernt sein; bei einem Planetarium, wo die Sonne einen Zoll im Durchmesser dargestellt würde, müßte daher die Entfernung des nächsten F-s gleich 86 Meilen genommen werden. Nach den vielfältigen Bemühungen der Astronomen Tycho de Brahe, Riccioli, Wallis, Flamsteed, Bradley, Piazzi ist es erst in der neuesten Zeit Bessel gelungen, an dem Stern 61 des Schwanes deutlich eine jährliche Parallaxe von 0,348 Secunden zu entdecken, woraus eine Entfernung von 592,000 Halbmessern der Erdbahn folgt. Demnächst fand Henderson für α im Centaur 0″,92, Struve für α in der Leier 0″,26, Henderson für Sirius 0″,23 Parallaxe. Unter den mit bloßen, scharfen Augen als besondere Sterne (nicht Nebel) erkennbaren Sternen unterscheidet man nach der Stärke ihres Glanzes, welche man hierbei auch ihre scheinbare Größe nennt, F. erster bis sechster Größe; deren gibt es nach Argelanders Zählung etwa 5000. Außer ihnen findet man durch Fernröhre noch eine ungeheuere Zahl teleskopischer F., welche man nach gewissen photometrischen, freilich noch sehr unsicheren Messungen in Klassen 7. bis 9. od. 10. Größe gebracht hat. Ihre Gesammtzahl beträgt nach Argelander 200,000, so daß bei einer gleichmäßigen Vertheilung derselben auf jeden Theil des Himmels von der scheinbaren Größe des Vollmondes 1 Stern käme. F. erster Größe, welche zuerst in der Dämmerung sichtbar werden, wenn die Sonne bis zum 12. Grad unter den Horizont sich gesenkt hat, sind eigentlich 17, 4 im Thierkreis: Aldebaran, Regulus, Spica, Antares; 4 in der nördlichen Hemisphäre: Arktur, Capella, Wega, Atair; 9 in der südlichen: Beteigeuze, Rigel, Acharnar, Sirius, Prokyon, Fomalhaut, α u. β des Centaur, Kanopus; letzter (bei uns nie sichtbar) u. Sirins übertreffen alle an Lichtglanz. Gewöhnlich werden aber auch von den F-n zweiter Größe Alphard u. Denebola, auch wohl Kastor u. Deneb hierher gerechnet. Überhaupt gehören (nach Doppelmaier) nur 68 zu F-n 2. Größe, 299 zu F-n 3. Größe, 453 zu F-n 4. Größe, ferner nach Argelander 1100 zu F-n 5. u. 3200 zu denen 6. Größe. Die letztgenannten sind die, welche in ganz dunkeln wolkenlosen Nächten dem bloßen Angeben noch sichtbar werden. Die genannten Abstufungen der scheinbaren Größe sind aber nicht allein ihrer verschiedenen Entfernung od. ihrer verschiedenen wirklichen Größe zuzuschreiben, denn von den Entfernungen der F. ist uns wenig bekannt. Noch geringer ist unsere Kenntniß von der absoluten Größe derselben; um dieselbe zu berechnen, muß man die Entfernung u. den scheinbaren Durchmesser der F. kennen. Nun erschienen aber bisher alle F. selbst durch die besten Fernröhre als Lichtpunkte von unmeßbarem Durchmesser, Erst der ältere Herschel glaubte mit seinen Rieseninstrumenten an der Wega einen Durchmesser von ¹/₆ Secunde zu bemerken, jetzt ist man aber durch vollkommnere Instrumente dahin gelangt, mehrere größere F. als Scheibchen von 1 bis 3 Secunden. Durchmesser zu erblicken. Setzt man nun z.B. die Entfernung der Wega gleich 600,000 Erdweiten, also gleich der Entfernung von 61 im Schwan, so würde der Durchmesser der Wega 0,9 einer Erdweite sein; dieser F. würde also im Durchmesser fast den ganzen Raum der Erdbahn ausfüllen. Und noch viel beträchtlicher würde diese Größe für einen größeren scheinbaren Durchmesser u. bei der Annahme einer bedeutenderen Entfernung ausfallen. Alle F. sind seit den ältesten Zeiten in gewisse Gruppen (Sternbilder, s.d.) eingetheilt.

Die Vertheilung der F. am Himmel erscheint sehr ungleichartig u. regellos; an vielen Stellen erscheinen sie sehr gedrängt; andere Stellen bleiben, auch durch die größten Teleskope beschaut, sternenleer. Gleichwohl finden sich Andeutungen, daß auch der Anordnung der F. eine gewisse Einheit zu Grunde liege. Besonders leitet die Betrachtung, daß ein breiter Kreis von dicht zusammengedrängten F-n von 6. u. noch geringerer Größe, die nur durch das Fernrohr unterschieden werden, u. gegen deren ungeheuere, zu 75 Millionen schwerlich zu hoch geschätzten Zahl, alle übrigen nur als seitwärts vereinzelte Sterne erscheinen, sich um den ganzen Himmel als ein Lichtnebel (Milchstraße, s.d.) herumzieht, zu der sehr wahrscheinlichen Voraussetzung, daß alle eigenen unterscheidbaren F., u. unsere Sonne unter ihnen, zu Einem System gehören u. nach eigenen Gesetzen sich bewegen. Daß nicht nur mehrere F. in langen Zeitperioden ihre Stelle um mehrere Minuten verändern, ja, daß unsere Sonne in einem Vorwärtsrücken begriffen u. nach der Gegend des Sternbildes Hercules sich zu bewege, haben besondere, durch Herschel u. Struve angestellte Vergleichungen neuerer astronomischer Beobachtungen mit älteren wahrscheinlich gemacht. Mit beiden stimmt sehr nahe das Resultat sehr sorgfältiger [320] Untersuchungen Argelanders überein, welches den Punkt, nach welchem die Bewegung unseres Sonnensystems folgt, in 260⁹ 50′ Rectascension u. + 31°17′ Declination verweist u. als Geschwindigkeit dieser Bewegung ungefähr 1 Meile in der Secunde findet. Das Mittel, diesen Punkt zu erkennen, besteht darin, daß nothwendig diejenigen F., welchen sich die Sonne nähert, weiter auseinander rücken; diejenigen, von denen sie sich entfernt, näher zusammentreten u. die stärksten Ortsveränderungen bei denjenigen F-n vorkommen müssen, die von der Richtung der Sonnenbewegung um einen rechten Winkel abstehen. Doch führte die Vergleichung der zu diesem Zwecke gemessenen Positionen lange Zeit, u. so lange man nicht eine sehr große Zahl von F-n, z.B. gegen 400 in Betracht zog, zu keinem Resultat, weil die eigenen Bewegungen der F. jene scheinbaren verdeckten. Diese eigenen Bewegungen der F. werden jedenfalls durch das Newtonsche Gravitationsgesetz beherrscht, da die Beobachtungen der Bewegungen der Doppelsterne um einander, die Gültigkeit desselben auch außerhalb unseres Sonnensystems unleugbar beweisen. Damit ist jedoch durchaus noch nicht behauptet, daß es auch für das gesammte Fixsternsystem einen solchen, nach seiner Masse bei weitem überwiegenden Centralkörper gebe, wie dies die Sonne für unser Sonnensystem ist; höchstens kann man, wenn man nicht die gesammte Fixsternenwelt als in viele Partialsysteme, mit mehr od. weniger von einander unabhängigen Bewegungen zerfallend, denken will, einen gemeinsamen Schwerpunkt annehmen, um welchen die Bewegungen erfolgen u. in dessen Nähe die Ortsveränderungen am geringsten sein werden, u. in diesem Sinne ist von Mädler als Centralsonne ein Punkt in der Plejadengruppe, insbesondere Alcyone, als optischer Mittelpunkt derselben hingestellt worden. Neuere Untersuchungen über mehrere durch Fernröhre unterscheidbare, durchsichtige Lichtnebel, die zum Theil durch sehr gute Teleskope sich als einzelne Sterne darstellen (s. Nebelsterne u. Nebelflecke), haben ferner der Annahme großes Gewicht gegeben, daß solche nichts anderes, als nur in ungeheueren Entfernungen sich befindende Fixsternsysteme, abgesondert von unserem Fixsternsystem, aber in gleicher Art wie die Milchstraße unseres Himmels, seien, welche nach Schätzungen, die von Abnahme der Lichtstärke u. Deutlichkeit hergenommen sind, die Entfernung des Sirius von der Sonne 160,000 Mal, ja wohl gegen 320,000 (die Entfernung des Mondes von der Erde von 51,000 Ml. über 40 Billionen Mal) übertreffen möge. Wird dies aber, so wie die Bewegung der F. zur Gewißheit, so gewinnt auch die Annahme, daß die sämmtlichen F. Sonnen sind, um die sich Planeten u. Monde, wie um unsere Sonne, drehen, hohe Wahrscheinlichkeit.

Der Glanz einzelner F. kann eben so von ihrer Größe, gis ihrer Nähe, od. auch von ihrer Lichtstärke herrühren. Einige F. zeigen sich in abwechseln dem Lichte, so zeigt sich der Stern Ahol am Kopfe des Medusenhauptes 62 Stunden lang als Stern 2. u. 7 Stunden lang als Stern 4. Größe, was wahrscheinlich von auf einer Seite desselben befindlichen Sonnenflecken herrührt; andere scheinen jetzt in minderem od. mehrerem Glanz, als früher. Die F. wechseln aber auch in der Größe, einige verschwinden oft ganz; so führen die Alten den Stern Castor kleiner als den Pollux an, während jetzt dieser der größere ist; so bezeichneten frühere Beobachter den Stern α in der Wasserschlange als 1. Größe, während er jetzt 2. ist; der Stern δ im großen Bären, welcher zu Tychos de Brahe Zeiten 2. Größe war, ist jetzt 4. Größe. Noch mehr ist dies der Fall bei den veränderlichen Sternen, deren Lichtglanz bestimmten periodischen Abwechselungen unterworfen ist; so sinkt der von Hevel so genannte Stern Mira ceti (o im Wallfisch), innerhalb einer Periode von 331 Tagen bis zu einem Stern 11. od. 12. Größe herab od. verschwindet auch ganz u. erhebt sich dann wieder zum Glanze 4. od. selbst 1. od. 2. Größe; so hat der Stern Algol, im Haupt der Medusa, 2¹/₂ Tage seinen gewöhnlichen Glanz, nimmt dann 3¹/₂ Tage merklich an Licht ab u. in eben so langer Zeit wieder zu u. verharrt nur 18 Minuten im schwächsten Licht. Als Grund dieses wunderbaren Lichtwechsels nimmt man entweder an, daß diese F., gleich unserer Sonne, eine Rotation um eine Achse haben u. dabei an einer ihrer Seiten lichtlos od. mit dunkelen Flecken bedeckt sind, od. auch, daß sie von großen dunkelen Planeten umkreist werden, welche uns periodisch das Licht derselben nehmen, od. auch, daß sie von linsenförmiger Gestalt sind u. uns bei ihrer Rotation abwechselnd ihre scharfe Kante u. breite Seite zuwenden. Die F. sind auch von verschiedener Farbe, die meisten erscheinen zwar weiß od. gelblich, andere aber auch roth, blau u. grünlich, ja einzelne wechseln selbst die Farbe, wie Sirius den Alten roth, jetzt aber sehr weiß erscheint. Vgl. Doppelsterne. Auch hat man Beispiele von neuen F-n, die aber nach einigem Verweilen wieder verschwanden; hierher gehörtder bald erscheinende, bald verschwindende Sternaus der Kassiopeia. Alle diese u. ähnliche Erscheinungen sind noch Probleme für die Astronomen. Fixsternkataloge sind Verzeichnisse, in denen die einzelnen Sterne nach ihrer Stellung am Himmel eingetragen sind. Vor Tycho de Brahe geschah dies nach Länge u. Breite; erst Brahe führte in seinem Kataloge die leichtere Bestimmung nach gerader Aufsteigung u. Abweichung ein. Die Fixsternkataloge sind gewöhnlich nach den Stunden der Rectascension von 0 bis 24 geordnet. Außerdem enthalten sie die jährlichen Änderungen der Rectascension u. Declination zu Folge der Präcession, sowie die Änderungen wegen der eigenen Bewegung der Sterne u. die scheinbaren Größen derselben. Der älteste Fixsternkatalog, den wir noch besitzen, findet sich im Almagest des Ptolemäus; ferner Ulugh-Brighs, Tabulae longitudinum et latitudinum stellarum fix., 1665; Tycho de Brahe, Catalogus fixarum ad annum 1600 (den Keppler durch F. um den Südpol vermehrte), so wie die Fixsternkataloge von Halley, Lacaille, Hevel, Flamsteed, Bradleys Astronomical observations made at Greenwich 1798. Piazzi, Praecipuarum stellarum inerrantium positiones mediae etc.; Bessel, Beobachtungen auf der Königsberger Sternwarte 1813–1829 in 9 Abtheilungen; M. Weiße, Reduction der Königsberger Zonenbeobachtungen; Rümker, Preliminary Catalogue of Fixed Stars etc., 1832 (enthaltend 632 Sterne der südlichen Halbkugel); Rümker, Mittlere Örter von 12,000 F-n für 1836, Hamb. 1846; Catalogue of the British Association u.a.m. Besonders sind mehrere wichtige Werke über die F. erschienen, so Mädlers Untersuchungen über die[321] Fixsternensysteme; W. von Struves Astronomie stellaire u.a.