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Fixsternparallaxen

Helligkeit eines Fixsterns gestattet noch keinen Schluß auf seine Entfernung, da diese gerade bei vielen der hellsten sich als besonders groß oder auch als überhaupt nicht bestimmbar erwiesen hat, während hingegen einige schwache Sterne uns verhältnismäßig nahe stehen.

Schon in den ältesten Zeiten hat man die F. zur bessern Unterscheidung in Sternbilder (s. d.) abgeteilt. Außerdem haben namentlich die Araber den hellsten Sternen noch besondere Namen beigelegt, von denen viele noch jetzt im Gebrauch sind; einige Sternnamen rühren auch von den Griechen und Römern her.

Nach ihrer Helligkeit teilt man die F. in verschiedene Größenklassen (s. d.) ein. Zur ersten Größe rechnet man gewöhnlich folgende 19 Sterne: Sirius, Canopus, α Centauri, Arktur, Rigel, Wega, Capella, Procyon, Beteigeuze, Achernar, Aldebaran, β Centauri, α Crucis, Atair, Spica, Antares, Regulus, Fomalhaut und Pollux, die nach ihrer Größe geordnet sind, sodaß Sirius der hellste Stern ist. Dem bloßen Auge erscheinen die meisten F. weiß, einige wenig rötlich oder gelblich. Entschieden weiß sind: Sirius, Spica, Wega; rot: Aldebaran, Arktur, Antares, Beteigeuze; gelb: Capella, Procyon und der Polarstern. Auch bei Anwendung des Fernrohrs sind Weiß, Rot und Gelb die vorherrschenden Farben und treten zuweilen sehr ausgesprochen auf (s. Granatstern); Blau und Grün finden sich fast nur bei Doppelsternen (s. d.). Ob im Laufe der Jahrhunderte Veränderungen in der Farbe der F. vorkommen, ist nicht sicher entschieden, obwohl der jetzt ausgesprochen weiße Sirius von den Alten zu den roten Sternen gezählt wurde.

Die Zahl der an der ganzen Himmelskugel für ein unbewaffnetes normales Auge erkennbaren F. beträgt etwa 6000 und zwar wächst die Zahl der Sterne mit der Abnahme ihrer Helligkeit. So giebt es von der 1. Größe 19 Sterne, von der 2. Größe 65, von der 3. Größe 200 u. s. w., und man kann annehmen, daß jede folgende Größenklasse durchschnittlich dreimal soviel Sterne enthält als die vorhergehende. Nach ungefährer Schätzung beträgt die Zahl der in den mächtigsten jetzt existierenden Fernrohren überhaupt sichtbaren F. etwa 100 Millionen. Die Verteilung der F. am Himmel ist eine sehr verschiedene; am dichtesten stehen sie innerhalb der Milchstraße (s. d.), deren Glanz nur von der großen Menge dicht gedrängter Sternchen herrührt. Absolut fest und unbeweglich am Himmel, wie die F. ihrem Namen nach eigentlich sein sollten, sind sie indessen nicht. Abgesehen von den Bahnen, welche die zu einem wirklichen Doppelstern verbundenen F. umeinander beschreiben, zeigen zahlreiche F. eine, wenn auch meist nur äußerst geringe Bewegung, die man als Eigenbewegung (s. d.) der F. bezeichnet. Man kann wohl als sicher annehmen, daß jeder Fixstern eine solche besitzt, wenn auch meist der Betrag derselben so klein sein wird, daß erst nach einem sehr langen Zeitraum eine meßbare Ortsveränderung zu konstatieren ist.

Weit auffallender als diese kleinen Ortsveränderungen und häufig schon mit freiem Auge wahrnehmbar, sind Änderungen in der Helligkeit einzelner F., die teils periodisch sind, d. h. in längern oder kürzern Zeiträumen regelmäßig wiederkehren, teils ganz unregelmäßig erfolgen. Man nennt diese blasse von F. Veränderliche Sterne (s. d.). Zu ihnen sind auch die neuen oder temporären Sterne zu rechnen, die plötzlich zum Vorschein kommen und dann entweder plötzlich wieder verschwinden oder doch rasch zu einer geringen Helligkeit wieder herabsinken, über das Funkeln s. d.

Hinsichtlich der Natur und Beschaffenheit der F. hat erst die Spektralanalyse gewichtige Anhaltspunkte gegeben. So verschieden auch die Spektren der einzelnen F. sind, so lassen sie doch mehrere verschiedene Grundformen erkennen (s. Sterntypen und Spektralanalyse), die aber weniger auf eine Verschiedenheit der Bestandteile, d. h. der chem. Elemente hinweisen, aus denen sie zusammengesetzt sind, als vielmehr auf eine Verschiedenheit ihrer Temperatur und ihrer durch diese bedingten Dichte. Wir können auf Grund der durch die spektralanalytischen Untersuchungen der F. gewonnenen Resultate annehmen, daß die F. ihrer Natur und Beschaffenheit nach unserer Sonne nahe stehen und wie diese glühende, von Atmosphären umgebene Massen sind. Die vorherrschenden Bestandteile der F. sind Wasserstoff, Natrium, Magnesium und Eisen; aus einigen der untersuchten F. müssen aber auch Stoffe vorkommen, die wir auf der Erde nicht kennen. Die verschiedenen Farben der F. deuten wahrscheinlich auf verschiedene Zustände ihrer Abkühlung hin. (S. auch Sternhaufen, Sternkarten, Sternkataloge.) - Vgl. Secchi, Die Sterne ("Internationale wissenschaftliche Bibliothek", Bd. 34, Lpz. 1878); Mädler, Der Fixsternhimmel (ebd. 1858).

Fixsternparallaxen. Die Entfernungen der Fixsterne 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 nehmen, indem man den Ort eines und desselben Sterns am Himmel 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 Fixsternparallaxe auch definieren als den Winkel, unter dem von dem Stern aus der Halbmesser der Erdbahn erscheint. Ähnlich wie die Horizontalparallaxe bei den Planeten giebt die Fixsternparallaxe einen bequemen Maßstab 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 Fixsternparallaxe nur 0".7 beträgt. Die Bestimmungen der F. 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