Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834.

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Aberration der Fixsterne.

am meisten über derselben, oder in seiner größten Breite sehen,
wenn die Erde am tiefsten unter ihm, oder wenn sie ihm in der
Opposition am nächsten steht, und wieder am nächsten bei der
Ecliptik oder in seiner kleinsten Breite, wenn die Erde in der
Conjunction den größten Abstand von dem Stern hat u. s. w.
Kurz: "Die Länge jedes Sterns hat wegen seiner parallactischen
"Bewegung in den Syzygien ihren mittlern, und in den Quadra-
"turen ihren größten und kleinsten Werth, während die Breite in
"den Quadraturen ihren mittlern, in der Conjunction den klein-
"sten, und in der Opposition den größten Werth hat," welches
Gesetz demnach in allen seinen Theilen das Gegentheil von dem
oben aufgestellten Gesetze der Aberration ist, dem die von Bradley
entdeckten Veränderungen unterworfen sind. Zwar lassen sich auch
diese letzten Veränderungen durch eine Ellipse darstellen, welche
der Stern um seinen mittlern Ort, oder um den Mittelpunkt
dieser Ellipse, jährlich zurücklegt, aber diese beiden Ellipsen sind
eben so wesentlich von einander verschieden, als die Bewegungen
selbst, welche die Sterne in diesen beiden Ellipsen befolgen.

§. 75. (Differenz zwischen den Wirkungen der Parallaxe und der
Aberration). In der parallactischen Ellipse abgd (Fig. 8) nämlich ist
der Stern immer in demjenigen Punkte seiner Peripherie, der dem
gleichzeitigen Punkte der Erde in ihrer Bahn gerade entgegen gesetzt
ist, oder der Stern ist bei seiner kleinsten Länge in a, wenn die
Erde in a und bei seiner größten Länge in g, wenn die Erde in
c ist. In beiden Fällen steht aber der Stern mit der Sonne in
den Quadraturen. Die mittleren Längen aber haben Statt, wenn
der Stern in b und d und die Erde in b und d in den Syzygien ist.
Eben so ist für die größte Breite der Stern in d und die Erde
in d zur Zeit der Opposition; für die kleinste Breite der Stern
in b und die Erde in b zur Zeit der Conjunction, und endlich
für die mittlere Breite der Stern in a oder g, während die Erde
in a oder c zur Zeit der Quadraturen ist. Was endlich diese
Ellipse selbst betrifft, so ist sie für jeden Stern eine andere, und
überhaupt desto kleiner, je größer die Entfernung desselben von
der Erde ist, bis sie endlich für alle die Sterne, deren jährliche
Parallaxe Null ist, in einen einzigen Punkt übergeht, oder gänz-
lich verschwindet.

Aberration der Fixſterne.

am meiſten über derſelben, oder in ſeiner größten Breite ſehen,
wenn die Erde am tiefſten unter ihm, oder wenn ſie ihm in der
Oppoſition am nächſten ſteht, und wieder am nächſten bei der
Ecliptik oder in ſeiner kleinſten Breite, wenn die Erde in der
Conjunction den größten Abſtand von dem Stern hat u. ſ. w.
Kurz: „Die Länge jedes Sterns hat wegen ſeiner parallactiſchen
„Bewegung in den Syzygien ihren mittlern, und in den Quadra-
„turen ihren größten und kleinſten Werth, während die Breite in
„den Quadraturen ihren mittlern, in der Conjunction den klein-
„ſten, und in der Oppoſition den größten Werth hat,“ welches
Geſetz demnach in allen ſeinen Theilen das Gegentheil von dem
oben aufgeſtellten Geſetze der Aberration iſt, dem die von Bradley
entdeckten Veränderungen unterworfen ſind. Zwar laſſen ſich auch
dieſe letzten Veränderungen durch eine Ellipſe darſtellen, welche
der Stern um ſeinen mittlern Ort, oder um den Mittelpunkt
dieſer Ellipſe, jährlich zurücklegt, aber dieſe beiden Ellipſen ſind
eben ſo weſentlich von einander verſchieden, als die Bewegungen
ſelbſt, welche die Sterne in dieſen beiden Ellipſen befolgen.

§. 75. (Differenz zwiſchen den Wirkungen der Parallaxe und der
Aberration). In der parallactiſchen Ellipſe αβγδ (Fig. 8) nämlich iſt
der Stern immer in demjenigen Punkte ſeiner Peripherie, der dem
gleichzeitigen Punkte der Erde in ihrer Bahn gerade entgegen geſetzt
iſt, oder der Stern iſt bei ſeiner kleinſten Länge in α, wenn die
Erde in a und bei ſeiner größten Länge in γ, wenn die Erde in
c iſt. In beiden Fällen ſteht aber der Stern mit der Sonne in
den Quadraturen. Die mittleren Längen aber haben Statt, wenn
der Stern in β und δ und die Erde in b und d in den Syzygien iſt.
Eben ſo iſt für die größte Breite der Stern in δ und die Erde
in d zur Zeit der Oppoſition; für die kleinſte Breite der Stern
in β und die Erde in b zur Zeit der Conjunction, und endlich
für die mittlere Breite der Stern in α oder γ, während die Erde
in a oder c zur Zeit der Quadraturen iſt. Was endlich dieſe
Ellipſe ſelbſt betrifft, ſo iſt ſie für jeden Stern eine andere, und
überhaupt deſto kleiner, je größer die Entfernung deſſelben von
der Erde iſt, bis ſie endlich für alle die Sterne, deren jährliche
Parallaxe Null iſt, in einen einzigen Punkt übergeht, oder gänz-
lich verſchwindet.

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[175/0187] Aberration der Fixſterne. am meiſten über derſelben, oder in ſeiner größten Breite ſehen, wenn die Erde am tiefſten unter ihm, oder wenn ſie ihm in der Oppoſition am nächſten ſteht, und wieder am nächſten bei der Ecliptik oder in ſeiner kleinſten Breite, wenn die Erde in der Conjunction den größten Abſtand von dem Stern hat u. ſ. w. Kurz: „Die Länge jedes Sterns hat wegen ſeiner parallactiſchen „Bewegung in den Syzygien ihren mittlern, und in den Quadra- „turen ihren größten und kleinſten Werth, während die Breite in „den Quadraturen ihren mittlern, in der Conjunction den klein- „ſten, und in der Oppoſition den größten Werth hat,“ welches Geſetz demnach in allen ſeinen Theilen das Gegentheil von dem oben aufgeſtellten Geſetze der Aberration iſt, dem die von Bradley entdeckten Veränderungen unterworfen ſind. Zwar laſſen ſich auch dieſe letzten Veränderungen durch eine Ellipſe darſtellen, welche der Stern um ſeinen mittlern Ort, oder um den Mittelpunkt dieſer Ellipſe, jährlich zurücklegt, aber dieſe beiden Ellipſen ſind eben ſo weſentlich von einander verſchieden, als die Bewegungen ſelbſt, welche die Sterne in dieſen beiden Ellipſen befolgen. §. 75. (Differenz zwiſchen den Wirkungen der Parallaxe und der Aberration). In der parallactiſchen Ellipſe αβγδ (Fig. 8) nämlich iſt der Stern immer in demjenigen Punkte ſeiner Peripherie, der dem gleichzeitigen Punkte der Erde in ihrer Bahn gerade entgegen geſetzt iſt, oder der Stern iſt bei ſeiner kleinſten Länge in α, wenn die Erde in a und bei ſeiner größten Länge in γ, wenn die Erde in c iſt. In beiden Fällen ſteht aber der Stern mit der Sonne in den Quadraturen. Die mittleren Längen aber haben Statt, wenn der Stern in β und δ und die Erde in b und d in den Syzygien iſt. Eben ſo iſt für die größte Breite der Stern in δ und die Erde in d zur Zeit der Oppoſition; für die kleinſte Breite der Stern in β und die Erde in b zur Zeit der Conjunction, und endlich für die mittlere Breite der Stern in α oder γ, während die Erde in a oder c zur Zeit der Quadraturen iſt. Was endlich dieſe Ellipſe ſelbſt betrifft, ſo iſt ſie für jeden Stern eine andere, und überhaupt deſto kleiner, je größer die Entfernung deſſelben von der Erde iſt, bis ſie endlich für alle die Sterne, deren jährliche Parallaxe Null iſt, in einen einzigen Punkt übergeht, oder gänz- lich verſchwindet.

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Zitationshilfe:	Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 175. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/187>, abgerufen am 19.04.2024.

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