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

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Aberration der Fixsterne.
Und ganz demselben Gesetze folgten auch die jährlichen Bewegun-
gen aller andern Sterne, die Bradley nebst g Draconis an
seinem Sector beobachtete. Dabei mußte es ihm auffallen, daß
der Unterschied der größten und kleinsten Länge, in dem Orte
des Sterns selbst betrachtet, bei allen Sternen von gleicher
Größe war, und 40,5 Secunden betrug, während die Verände-
rungen der Breite immer kleiner wurden, je näher der Stern an
der Ecliptik stand, bis endlich für Sterne in der Ecliptik die
Breite derselben ganz unveränderlich, oder immer gleich Null blieb.
Bradley nannte diese Veränderungen der Sterne die Aberra-
tion derselben.

Daß aber diese Bewegungen sich aus einer gewöhnlichen
Parallaxe der Erdbahn nicht erklären lassen, war wohl für sich klar.
Die Wirkungen einer solchen Parallaxe lassen sich nämlich, nach
dem vorhergehenden Kapitel, auf folgende Weise bildlich darstellen.
Man denke sich durch den Stern und durch die Erde in allen
Punkten ihrer Bahn gerade Linien gezogen, so werden diese ge-
raden Linien die Oberfläche eines Kegels bilden, dessen Basis die
Erdbahn und dessen Spitze der Stern ist. Verlängert man dann
diese geraden Linien über den Stern hinaus, bis an die Fläche
des Himmels, so werden sie diese Fläche in einer krummen, ellip-
senförmigen Linie schneiden, welche die parallactischen Orte des
Sterns, d. h. alle diejenigen Orte enthalten wird, in welcher
während dem Laufe des ganzen Jahrs der Stern, von der Erde
gesehen, erscheint, während er, von der Sonne gesehen, immer in
dem Mittelpunkte jener Ellipse oder in demjenigen Punkte des
Himmels erscheinen wird, wo die, von der im Mittelpunkte der
Erdbahn ruhenden Sonne nach der Spitze jenes Kegels gezogene
gerade Linie verlängert, den Himmel treffen wird. Aus dieser einfa-
chen Construction folgt sofort, daß wir den Stern, in Beziehung
auf seinen mittlern Punkt, d. h. in Beziehung auf den Mittel-
punkt seiner Ellipse, immer auf der entgegengesetzten Seite
des Himmels von derjenigen sehen werden, welche unsere Erde
selbst in ihrer Bahn einnimmt. Wir werden ihn also z. B. am
meisten östlich sehen, wenn wir in dem westlichsten Punkte a unse-
rer Bahn sind, am meisten westlich aus dem östlichsten Punkte
der Bahn, und wenn er über der Ecliptik steht, so wird man ihn

Aberration der Fixſterne.
Und ganz demſelben Geſetze folgten auch die jährlichen Bewegun-
gen aller andern Sterne, die Bradley nebſt γ Draconis an
ſeinem Sector beobachtete. Dabei mußte es ihm auffallen, daß
der Unterſchied der größten und kleinſten Länge, in dem Orte
des Sterns ſelbſt betrachtet, bei allen Sternen von gleicher
Größe war, und 40,5 Secunden betrug, während die Verände-
rungen der Breite immer kleiner wurden, je näher der Stern an
der Ecliptik ſtand, bis endlich für Sterne in der Ecliptik die
Breite derſelben ganz unveränderlich, oder immer gleich Null blieb.
Bradley nannte dieſe Veränderungen der Sterne die Aberra-
tion derſelben.

Daß aber dieſe Bewegungen ſich aus einer gewöhnlichen
Parallaxe der Erdbahn nicht erklären laſſen, war wohl für ſich klar.
Die Wirkungen einer ſolchen Parallaxe laſſen ſich nämlich, nach
dem vorhergehenden Kapitel, auf folgende Weiſe bildlich darſtellen.
Man denke ſich durch den Stern und durch die Erde in allen
Punkten ihrer Bahn gerade Linien gezogen, ſo werden dieſe ge-
raden Linien die Oberfläche eines Kegels bilden, deſſen Baſis die
Erdbahn und deſſen Spitze der Stern iſt. Verlängert man dann
dieſe geraden Linien über den Stern hinaus, bis an die Fläche
des Himmels, ſo werden ſie dieſe Fläche in einer krummen, ellip-
ſenförmigen Linie ſchneiden, welche die parallactiſchen Orte des
Sterns, d. h. alle diejenigen Orte enthalten wird, in welcher
während dem Laufe des ganzen Jahrs der Stern, von der Erde
geſehen, erſcheint, während er, von der Sonne geſehen, immer in
dem Mittelpunkte jener Ellipſe oder in demjenigen Punkte des
Himmels erſcheinen wird, wo die, von der im Mittelpunkte der
Erdbahn ruhenden Sonne nach der Spitze jenes Kegels gezogene
gerade Linie verlängert, den Himmel treffen wird. Aus dieſer einfa-
chen Conſtruction folgt ſofort, daß wir den Stern, in Beziehung
auf ſeinen mittlern Punkt, d. h. in Beziehung auf den Mittel-
punkt ſeiner Ellipſe, immer auf der entgegengeſetzten Seite
des Himmels von derjenigen ſehen werden, welche unſere Erde
ſelbſt in ihrer Bahn einnimmt. Wir werden ihn alſo z. B. am
meiſten öſtlich ſehen, wenn wir in dem weſtlichſten Punkte a unſe-
rer Bahn ſind, am meiſten weſtlich aus dem öſtlichſten Punkte
der Bahn, und wenn er über der Ecliptik ſteht, ſo wird man ihn

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[174/0186] Aberration der Fixſterne. Und ganz demſelben Geſetze folgten auch die jährlichen Bewegun- gen aller andern Sterne, die Bradley nebſt γ Draconis an ſeinem Sector beobachtete. Dabei mußte es ihm auffallen, daß der Unterſchied der größten und kleinſten Länge, in dem Orte des Sterns ſelbſt betrachtet, bei allen Sternen von gleicher Größe war, und 40,5 Secunden betrug, während die Verände- rungen der Breite immer kleiner wurden, je näher der Stern an der Ecliptik ſtand, bis endlich für Sterne in der Ecliptik die Breite derſelben ganz unveränderlich, oder immer gleich Null blieb. Bradley nannte dieſe Veränderungen der Sterne die Aberra- tion derſelben. Daß aber dieſe Bewegungen ſich aus einer gewöhnlichen Parallaxe der Erdbahn nicht erklären laſſen, war wohl für ſich klar. Die Wirkungen einer ſolchen Parallaxe laſſen ſich nämlich, nach dem vorhergehenden Kapitel, auf folgende Weiſe bildlich darſtellen. Man denke ſich durch den Stern und durch die Erde in allen Punkten ihrer Bahn gerade Linien gezogen, ſo werden dieſe ge- raden Linien die Oberfläche eines Kegels bilden, deſſen Baſis die Erdbahn und deſſen Spitze der Stern iſt. Verlängert man dann dieſe geraden Linien über den Stern hinaus, bis an die Fläche des Himmels, ſo werden ſie dieſe Fläche in einer krummen, ellip- ſenförmigen Linie ſchneiden, welche die parallactiſchen Orte des Sterns, d. h. alle diejenigen Orte enthalten wird, in welcher während dem Laufe des ganzen Jahrs der Stern, von der Erde geſehen, erſcheint, während er, von der Sonne geſehen, immer in dem Mittelpunkte jener Ellipſe oder in demjenigen Punkte des Himmels erſcheinen wird, wo die, von der im Mittelpunkte der Erdbahn ruhenden Sonne nach der Spitze jenes Kegels gezogene gerade Linie verlängert, den Himmel treffen wird. Aus dieſer einfa- chen Conſtruction folgt ſofort, daß wir den Stern, in Beziehung auf ſeinen mittlern Punkt, d. h. in Beziehung auf den Mittel- punkt ſeiner Ellipſe, immer auf der entgegengeſetzten Seite des Himmels von derjenigen ſehen werden, welche unſere Erde ſelbſt in ihrer Bahn einnimmt. Wir werden ihn alſo z. B. am meiſten öſtlich ſehen, wenn wir in dem weſtlichſten Punkte a unſe- rer Bahn ſind, am meiſten weſtlich aus dem öſtlichſten Punkte der Bahn, und wenn er über der Ecliptik ſteht, ſo wird man ihn

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 174. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/186>, abgerufen am 25.11.2024.