Rechnungen darüber angestellt, aber sie konnten immer nur auf recht
unsicheren Grundlagen aufgebaut werden. Ein amerikanischer Theoretiker,
_See_, gab der Sonne nur eine Gesamtlebensdauer von 36 Millionen
Jahren, wovon ihr von heute ab aber nur noch 4 Millionen Jahre übrig
bleiben sollten. Das ist nach astronomischem Maße eine sehr geringe
Zeit, und auch die Forscher, welche die Geschichte der Erde aus ihren
steinernen Annalen in den Gebirgsschichten zu ergründen suchen, die
Geologen, glauben durchaus nicht mit so wenigen Millionen Jahren
auskommen zu können, um die Aufeinanderfolge der Vorzeitalter und die
Entwicklung des Lebendigen, wie auch die Ausgestaltung der Erdrinde,
zu erklären. Für die Eiszeiten allein beansprucht man bis zurück
an die Grenzen der Tertiärzeit eine halbe Million Jahre. Der große
englische Physiker _Sir William Thomson_ kommt schon zu etwas größeren
Zahlen. Er findet, daß die Sonne nach geringem Maße bereits etwa seit
hundert, nach höchstem aber seit fünfhundert Millionen Jahren die
Erde beschienen habe, und man kann demnach die noch übrig bleibende
Lebensdauer gegen jene doch geradezu beängstigend kurze Zeit von
Millionen Jahre verdrei- oder verfünffachen. So dürfen wir uns wohl
einstweilen noch ruhig schlafen legen in der Gewißheit, daß uns auch
morgen noch wie bisher die holde Sonne leuchten wird.
* * * * *
Haben wir uns im Vorangegangenen ein Bild von den gewaltigen Wirkungen
gemacht, die die Sonne hier bei uns auf der Erde allein ausübt, und
erfahren, daß doch nur etwa der zweitausendmillionste Teil _der_
Gesamtkraft der Sonne uns zukommt, die sie sonst in das Weltgebäude
hinausstrahlt, so mag uns wohl dieses Gestirn als das mächtigste von
allen erschienen sein, als das Herz des Universums, wie es _Kepler_
genannt hatte, gegen das alle andern Gestirne des Himmels nicht
nur scheinbar, sondern auch in Wirklichkeit verschwinden müßten.
Aber wenn das Tagesgestirn zur Neige geht und es tiefer und tiefer
dämmert, dann sehen wir, wie aus dem Himmelsäther ein Sternchen
nach dem andern hervorbricht, das heller und heller wird, bis vom
nächtlichen Firmamente Tausende und aber Tausende von Sternen uns aus
der Unendlichkeit entgegenstrahlen. Und jeder ist eine Sonne in seinem
Gebiete, ist das Herz seines Weltorganismus. Unsere Sonne aber ist nur
ein Individuum unter Millionen. Sie nimmt keinen höheren Wert ein im
Universum, als irgendein Einzelwesen in unserer Welt des Lebendigen.
Freilich, wenn dieses Einzelwesen uns ein lieber Mensch ist, der uns
nahesteht, so können die übrigen für uns um seinetwillen verschwinden,
und so dürfen wir wohl die Sonne lieben vor den Sternen als unsere
allsorgende Mutter im Weltgebäude.
Aber wir sollen uns doch auch um die übrige Sternenwelt kümmern. Es
soll uns interessieren, ihr Wesen, ihr gemeinsames Getriebe, ihre
Organisation kennenzulernen.
Zu allen Zeiten hat der gestirnte Himmel tiefe Andacht in die Gemüter
der Menschen gegossen. Man suchte die Ewigkeit hier oben hinter den
unveränderlichen Lichtern, die allabendlich aufsteigen in stillem,
unwandelbarem Zuge, zusammengefügt zu geheimnisvollen Bildern, zu einer
himmlischen Strahlenschrift, noch hieroglyphisch für uns, aber wir
fühlen, daß sie uns verkünden, wie es etwas Unvergängliches gibt über
all diesen irdischen Wirren und Irrungen.
Fand man das Rätsel der Sterne nicht, so legte man ihnen eigene
Gedanken unter und ordnete die Lichter zu Sternbildern. Das herrlichste
Sternbild unseres Himmels ist wohl der _Orion_, dem sagenhaften kühnen
Jäger gewidmet, den Zeus selbst an den Himmel versetzte (s. Abb. auf
S. 49). Es besteht hauptsächlich aus sieben hellen Sternen, von denen
die drei Sterne in der Mitte seinen Gürtel bedeuten; oben die beiden
Sterne sind die Schultern, unten die Füße. Der helle Stern rechts unten
heißt Rigel, der oben links Beteigeuze; er hat einen etwas rötlichen
Schein. Dem Jäger folgen seine Hunde. Den großen Hundstern, _Sirius_,
den hellsten Stern an unserem Himmel, findet man, wenn man die drei
Gürtelsterne, die man auch als Jakobsstab bezeichnet, durch eine Linie
verbindet und nach links verlängert. Tut man das gleiche mit den beiden
Schultersternen, so gelangt man ungefähr zu Prokyon, dem hellsten Stern
im kleinen Hund.
Der _Himmelswagen_ umfährt den Pol, ohne für uns jemals unterzugehen.
Wohl das bekannteste und auch deutlichste von allen Sternbildern. (Vgl.
den Sternenhimmel auf dem Umschlagbild.) Freilich, um in ihm einen
Bären zu erkennen -- es heißt bekanntlich auch der große Bär --, muß
man schon eine lebhaftere Phantasie besitzen. Die drei Deichselsterne
sind in diesem Falle der Schwanz. Verlängert man die Richtung der
beiden letzten Wagensterne, die Deichselsterne auf sich gerichtet
gedacht, nach links, so kommt man zum Polarstern, der wieder der letzte
Deichselstern des kleinen Wagens ist. Dieser Stern steht wenig mehr als
einen Grad vom Himmelspol entfernt und scheint deshalb für das bloße
Auge überhaupt unbeweglich immer an derselben Stelle des umschwingenden
Himmelsgewölbes stehen zu bleiben. Er war einst der Leitstern
der Seefahrer, der ihnen allein die feste Richtung auf der weiten
Wasserwüste geben konnte, um sich nicht rettungslos in ihr zu verlieren.
Noch zu vielen andern Sternbildern hat die Phantasie die Sterne
gruppiert und sie in ähnlicher Weise, wie hier angedeutet, durch
»Alignement« miteinander zur leichteren Orientierung verbunden.
Sind alle diese _Konstellationen_ nur ein Spiel des Zufalls und
die Sterne völlig regellos über das Himmelsgewölbe ausgestreut?
Gehören die Sterne, die der im menschlichen Geiste tief begründete
Drang zusammentut, der das Einzelne mit einem gemeinsamen Bande zu
verknüpfen trachtet, der Gesetz und Regel überall sucht, auch wirklich
zusammen, sind sie physisch und nicht nur für unsern Standpunkt optisch
miteinander verbunden?
Um diese Frage zu entscheiden, müssen wir zunächst etwas über ihre
wirkliche, räumliche Verteilung wissen, wir müssen entscheiden
können, ob zum Beispiel von den Sternen des Himmelswagens einige
uns verhältnismäßig nahe, andere wieder ganz weit entfernt stehen,
so daß sie miteinander nicht mehr zu tun hätten, wie etwa ein Haus
ganz in unserer Nähe und eine ferne Turmspitze, die zufällig darüber
hinwegragt. Wir müssen notwendig etwas über die _Entfernungen der
Fixsterne_ erfahren.
[Illustration: Das Sternbild des Orion über einer Winterlandschaft.]
Da stellt es sich aber leider heraus, daß alle unsere feinsten
Meßmethoden versagen, gegenüber den an die praktische Unendlichkeit
ragenden Abständen dieser Weltkörper. Wenigstens ist die Möglichkeit
einer ganz ungefähren Ausmessung von Fixsternentfernungen die
Ausnahme. Ich habe schon S. 7 u. ff. erklärt, wie man die Entfernungen
unerreichbarer Objekte durch die perspektivische Verschiebung bestimmt,
die sie erleiden, wenn man sie von verschiedenen Standpunkten
betrachtet. Es zeigt sich aber, daß der Durchmesser der Erde, der
uns zur Ausmessung der Sonnenentfernung diente, längst nicht mehr
hinreicht, um auch nur die allergeringste Verschiebung eines Sternes
am Himmelsgewölbe hervorzubringen. Man mußte eine weit, weit größere
Basis anwenden und fand sie in der Erdbahn. Jedesmal nach einem halben
Jahre steht ja die Erde infolge ihres Umlaufs um die Sonne an 300
Millionen Kilometer von ihrem vorigen Orte im Weltall entfernt und
kehrt nach einem weiteren halben Jahre wieder zurück. Bei einer so
großen Lageveränderung der Gesichtslinie zu den Sternen hin sollte man
doch annehmen, daß sie im Laufe eines Jahres regelmäßige periodische
perspektivische Bewegungen zeigen müßten, die die kreisende
Bewegung der Erde widerspiegeln. Aber immer mehr wuchs das Staunen
über die ungeheuren Dimensionen des Weltgebäudes, als man auch solche
»_jährliche Parallaxe_« nur bei einigen Sternen entdeckte, da sie
trotz der ungeheuren Basis immer noch von äußerster Kleinheit blieb
und niemals eine Bogensekunde erreichte. Die größte Parallaxe zeigte
bisher der hellste Stern im südlichen Bilde des Zentauren, das bei uns
nicht sichtbar ist. Von diesem also, soviel wir wissen, uns am nächsten
stehenden Fixsterne erscheint der Weg von uns bis zur Sonne, rund 150
Millionen Kilometer, nur unter einem Winkel von 0,72 Bogensekunden. Ein
Markstück erschiene ebenso groß, wenn man es aus einer Entfernung von
acht Kilometern ansehen könnte. Es folgt daraus, daß jene uns nächste
Sonne rund 300000mal weiter von uns absteht als die unsrige, das
macht in Zahlen, für die wir zwar keine Begriffe haben, 43 Billionen
Kilometer. Das Licht, das bekanntlich 300000 Kilometer in einer Sekunde
zurücklegt, braucht 4½ Jahre, um von jenem Stern zu uns zu gelangen.
Wir sehen, daß wir bei der Ausmessung der Fixsternwelt uns nach einer
größeren Maßeinheit umsehen müssen, damit wir es nicht mit allzu
ungeheuren Zahlen zu tun haben. Man wählte dafür das _Lichtjahr_, das
heißt also die Strecke, die das Licht in einem Jahre durchläuft.
Die uns zweitnächste Sonne ist ein kleiner, mit dem bloßen Auge nicht
mehr sichtbarer Stern, den man nach einem betreffenden Sternverzeichnis
mit 21185 Lalande bezeichnet. Seine Parallaxe ist 0.48´´, danach
ist er 6.8 Lichtjahre von uns entfernt. Nach ihm folgt der berühmte
Doppelstern 61 im Schwan, den man ohne Fernrohr noch schwach erkennt.
Die Parallaxe ist 0.44´´, die Entfernung 7.4 Lichtjahre. Dann erst
kommt Sirius, der hellste Stern: Parallaxe 0.37´´, Entfernung 8.8
Lichtjahre. Von den hellen Sternen am Himmel stehen uns nur noch
Prokyon mit 11.6, Capella im Fuhrmann mit 15.5, Atair im Adler mit
16.3, Aldebaran im Stier mit 21.7 und Wega in der Leier mit 21.7
Lichtjahren nahe. Hierzu mag noch der nicht mehr zu den hellsten
Sternen zählende Polarstern treten, der 46 Lichtjahre von uns entfernt
ist.
Nur etwa zwei Dutzend hat man unter den bisher untersuchten Sternen
herausgefunden, die merkliche Parallaxen haben, alle andern erwiesen
sich für unsere Meßinstrumente unendlich weit entfernt oder zeigten
doch nur so kleine Parallaxen, daß sie wegen der unvermeidlichen
Beobachtungsfehler nur als ganz unsichere Bestimmungen gelten können.
Freilich konnten nur verhältnismäßig wenig Sterne überhaupt auf etwaige
Parallaxen hin untersucht werden, weil dies eine sehr langwierige
Arbeit ist, die sich, wie man aus dem Vorangegangenen wohl ersieht,
über mindestens ein Jahr erstrecken muß. Begreiflicherweise wählt man
zunächst die helleren Sterne für solche Untersuchung aus, weil man
vermuten darf, daß diese auch die nähern sind. Im besondern trifft
diese Vermutung indes durchaus nicht immer zu: Es gibt sehr helle
Sterne, die keine Parallaxe zeigen, zum Beispiel Rigel, dann Spika in
der Jungfrau, Regulus im Löwen. Andererseits hat man ganz unscheinbare
Sterne entdeckt, die man längst mit dem bloßen Auge nicht mehr sehen
kann und die uns doch verhältnismäßig nahe stehen. Es sind vielleicht
16 bis 18. Das ist natürlich nur eine sehr geringe Zahl unter den
übrigen kleinen Sternen, die bisher keine Parallaxe verraten haben.
Aus diesen Ergebnissen allein kann man also schon entnehmen, daß die
helleren Sterne zwar im großen und ganzen wohl auch die näheren sind,
im besonderen aber auch starke Abweichungen von dieser Regel vorkommen.
Wir werden auch aus anderen Gesichtspunkten eine Bestätigung hierfür in
der Folge finden.
Hier sollte zunächst nur einmal ein Bild von der unermeßlichen Größe
der Welt gegeben werden, in die wir uns nun weiter vertiefen wollen.
Man wird es angesichts dieser ungeheuern Entfernungen begreifen,
daß selbst in den stärksten Fernrohren alle Fixsterne ohne Ausnahme
völlig durchmesserlos nur als leuchtende Punkte erscheinen. Sie
könnten ja Sonnen sein, zehn- und mehrmal größer als die unsrige,
und müßten doch selbst unter den stärksten Vergrößerungen zu
Punkten zusammenschrumpfen: Ja, je besser ein Fernrohr ist, desto
kleiner erscheinen darin die Sterne. Denn die kleinen Scheiben,
als die man sie wirklich im Fernrohr sieht, sind nur eine Folge
einer gewissen ungehörigen Lichtbrechung, der Diffraktion, die um
so mehr verschwindet, je größer und je genauer geschliffen die
Objektivgläser sind. Allerdings erscheinen uns trotz ihrer faktischen
Durchmesserlosigkeit die Sterne doch um so heller, je größer die
verwendeten Gläser sind. Ein Fernrohr ist ja wie ein Trichter, der
alles oben durch die Objektivöffnung eindringende Licht so weit
zusammendrängt, daß es unten durch das Okular hindurch in unsere
Augenöffnung, die Pupille, gelangen kann.
Wenn man deshalb von der Größe der Sterne redet, so meint man damit
nur ihre verschiedene Helligkeit. Hiernach teilt man also die Sterne
in Größenklassen ein. Die Abgrenzung dieser Klassen ist zunächst
willkürlich. Man rechnet gewöhnlich die 20 hellsten Sterne zur ersten
Größenklasse. Genauer wird angenommen, daß ein Stern 2½mal heller ist,
wenn er eine Größenklasse vor dem andern steht. Danach ist α Crucis
genau 1. Größe; Wega ist 2,3mal und Sirius fast 11mal heller als ein
normaler Stern 1. Größe.
Größenklassen und entsprechende Helligkeitswerte der 20 hellsten Sterne:
| Gr. | H.
Sirius |-1,6 |11,0
Canopus |-0,9 | 5,8
α Zentauri | 0,1 | 2,3
Wega | 0,1 | 2,3
Capella | 0,2 | 2,1
Arkturus | 0,2 | 2,1
Rigel | 0,3 | 1,9
Prokyon | 0,5 | 1,6
Cuhernar | 0,6 | 1,4
Beteigeuze (veränd.) | 0,9 | 1,1
β Zentauri | 0,9 | 1,1
Atair | 0,9 | 1,1
α Crucis | 1,0 | 1,0
Aldebaran | 1,1 | 0,9
Spika | 1,2 | 0,8
Pollux | 1,2 | 0,8
Antares | 1,2 | 0,8
Fomalhaut | 1,3 | 0,8
Deneb | 1,3 | 0,8
Regulus | 1,3 | 0,7
Der zweiten Größe gehören etwa 50 Sterne am ganzen Himmel beider
Hemisphären an. Dann folgt die dritte Größe mit bereits 200, die vierte
mit 600, die fünfte mit etwa 1200 und die sechste mit 3600 Sternen.
Damit sind wir an der Grenze der Sterne angekommen, die ein gutes Auge
unter günstigen Bedingungen noch unbewaffnet sehen kann. Es sind dies
also gar nicht so sehr viele. Gleichzeitig wird man am Himmel wohl
kaum jemals mehr als zweitausend Sterne zählen können. Diese Zahl
erscheint überraschend klein. Die unzählbare Menge von Sternen ist ja
sprichwörtlich.
Wie unzulänglich aber unser bloßes Auge ist und wie unendlich das
Fernrohr unsern Blick geweitet hat hinaus in eine unermeßlich
große Welt von Welten, das erkennen wir, wenn wir nun weiter die
Sternenfülle überblicken, die die machtvoll alle Himmelsräume
durchdringenden Sehwerkzeuge unserer Zeit dem Auge erschließen. Schon
in verhältnismäßig kleinen Fernrohren könnte man eine halbe Million
Sterne zählen, wieviel aber in unsern mächtigsten Teleskopen unsern
Blicken noch zugänglich werden, darüber werden selbst die Schätzungen
ganz unsicher. Viele meinen, es würden etwa 50 Millionen sein, andere
wollen sich mit der doppelten Zahl noch nicht begnügen. Fünfzig
Millionen Sonnenwelten wie die unsrige! Welche über alle Maße gewaltige
Fülle von Kraft und Arbeit, von aufstrebendem Kampf und Glückseligkeit
können diese Sonnen hervorbringen, wenn sie vom Schlage der unsrigen
sind! Das zu ergründen, soll unser Ziel sein.
Eine außerordentlich langwierige Arbeit war es begreiflicherweise,
diese Sternenfülle zu mappieren, um über etwaige Veränderungen, über
das Verschwinden oder das Neuauftreten und über Ortsveränderungen der
Sterne etwas erfahren zu können. Solange man noch keine Fernrohre
besaß, ging dies noch an. So konnte schon im zweiten Jahrhundert vor
Christus der alexandrinische Astronom _Hipparch_ einen Katalog von 1080
Sternen entwerfen, der also so ziemlich alle für ihn sichtbaren Sterne
enthielt, wenn man von den schwächsten absieht. Ein solcher Katalog muß
natürlich auch die Positionen der Objekte angeben. Die bloße Anordnung
nach den Sternbildern genügte bald nicht mehr. Man teilte deshalb schon
früh die Himmelskugel durch Kreise ab, wie man es mit dem Erdglobus
tut, und ebenso wie durch die geographische Länge und Breite ein
beliebiger Punkt auf der Erde festgelegt ist, geschieht dies am Himmel
durch die beiden Koordinaten der Rektaszension und Deklination. Die
Fundamentalebene beider Systeme ist die des Äquators, der sich durch
den Erdumschwung in der täglichen Bewegung der Gestirne abspiegelt.
Der Nullpunkt, von dem die Rektaszensionen gezählt werden, ist der
Punkt des Äquators, den die Sonne zu Frühlingsanfang passiert: Der
Frühlingspunkt, oder kurz das Äquinoktium genannt.
Nach der Erfindung des Fernrohrs, das zugleich auch als Meßinstrument
für die Bestimmung der Lage der Sterne dient, wuchs natürlich der
Umfang dieser Sternkataloge gewaltig, und die ganze sichtbare
Sternenfülle war auf diese Weise überhaupt nicht mehr zu bewältigen.
Der bedeutendste dieser Kataloge ist der von _Argelander_, der fast
sein ganzes langes Leben dieser Riesenaufgabe widmete. Er bestimmte die
genauen Örter von 33811 Sternen und genäherte Örter von 324188 Sternen.
Diese sogenannte »_Bonner Durchmusterung_ des Himmels« enthält vom
Nordpol bis 2 Grad südlicher Deklination fast alle Sterne bis zur 9.
Größe. Die Arbeit ist später auf der südlichen Halbkugel fortgesetzt.
Das Argelandersche Riesenwerk erschien um die Mitte des vorigen
Jahrhunderts. In den letzten Jahrzehnten hat eine internationale
Vereinigung von Astronomen als »Katalog der Astronomischen
Gesellschaft« ein ähnliches, noch umfassenderes Werk unternommen, das
seiner Vollendung entgegengeht. Auf Grund dieser Kataloge sind dann
auch Sternkarten hergestellt, von denen wieder die Bonner die weitaus
vollständigsten sind.
Aber es wäre natürlich ein ganz unerfüllbares Verlangen gewesen, alle
die vielleicht hundert und mehr Millionen Sterne auf die erwähnte Weise
genau zu mappieren, wenn hier nicht die Photographie zu Hilfe gekommen
wäre. Sie gestattet es, Sterne ihrer gegenseitigen Lage nach genau zu
fixieren, die selbst in den lichtstärksten Fernrohren nicht mehr direkt
sichtbar sind. Man kann ja die Expositionszeit beliebig verlängern,
um durch Summierung der Lichtwirkung selbst die allerschwächsten aus
einer praktischen Unendlichkeit herüberflimmernden Lichtstrahlen
sich mechanisch selbst aufzeichnen zu lassen. Man sehe sich die
nebenbei abgebildete kleine Partie des Himmels im Sternbild des
Schwans, allerdings mitten in der Milchstraße, an. Alle diese Sterne
zeichneten sich auf nur _einer_ photographischen Platte in wenigen
Stunden auf. Wäre es überhaupt denkbar, wenn auch durch eine Arbeit von
Jahren, diese Sterne messend oder durch Einzeichnen auf einer Karte
mit annähernd ähnlicher Genauigkeit festzulegen, so daß man einmal
nach Jahren sagen könnte, hier sei einer wirklich hinzugekommen oder
verschwunden? Unter diesen Sternen auf der Platte ist längst keiner
mehr mit bloßem Auge und sind vielleicht nur einige hundert mit den
besten Fernrohren zu sehen.
[Illustration: Ein Teil der Milchstraße im Schwan.
Nach einer photographischen Daueraufnahme.]
Bei diesen gewaltigen Vorteilen der photographischen Mappierung
haben sich im September 1887 eine Reihe von Astronomen in Paris
zusammengefunden, die gemeinsam auf ihren über den ganzen Erdball
verteilten Sternwarten nach einem einheitlichen Plan eine vollständige
photographische Karte des Himmels herstellen. Diese wird über 20
Millionen Sterne enthalten, von denen 3 Millionen auf den Platten ihrer
Lage nach ausgemessen werden sollen, um daraus einen Riesenkatalog
herzustellen. Es wird wohl noch mindestens ein Jahrhundert hingehen,
ehe die Arbeit vollendet ist.
Wir haben gesehen, daß die Anzahl der Sterne sehr bedeutend mit der
Abnahme ihrer Helligkeit zunimmt. Dies wird ohne weiteres niemand
merkwürdig finden: Überall in der Welt ist das Kleinere zahlreicher als
das Große. Aber wir können doch noch etwas mehr aus dieser Tatsache
entnehmen. Wir müssen doch voraussetzen, daß nicht alle Sterne, die uns
so schwach leuchten, wirklich auch dunkler und kleiner seien, sondern
in den meisten Fällen werden sie nur durch ihre Entfernung so viel
kleiner erscheinen. Ihre Helligkeit gibt uns also unter Umständen etwas
über ihre Entfernung an, und da wir sonst nur in ganz vereinzelten
Fällen darüber etwas erfahren konnten, müssen wir diese Gelegenheit,
so gut es eben geht, ergreifen, um über die räumliche Verteilung der
Sterne etwas Allgemeineres kennenzulernen.
Würden wir zum Beispiel voraussetzen können, alle Sterne wären gleich
groß und besäßen die Helligkeit der Sonne, so würde die Vergleichung
der scheinbaren Helligkeiten direkt auch die wirkliche Entfernung
ergeben, denn diese Helligkeit nimmt mit dem Quadrat der Entfernung
ab. Wir können also schließen, daß Sirius, der 4¼mal heller leuchtet
als Wega, uns noch einmal so nahe stehen müsse als dieser Stern, wenn
beide in Wirklichkeit die gleiche Leuchtkraft besitzen. Nach den
Parallaxmessungen ist in der Tat Wega 2½mal weiter von uns entfernt
als Sirius. Beide Sonnen scheinen also wirklich etwa gleich groß zu
sein. Wie sich freilich ihre Größe gegen die Sonne verhält, können wir
hieraus noch nicht entnehmen, wir müßten dazu die scheinbare Helligkeit
dieser beiden Sterne gegen die der Sonne abschätzen können, was sehr
schwierig ist. Wir werden aber später noch einen Weg kennen lernen,
auf dem man wenigstens für einige Sterne etwas über ihre wahre Größe
ermitteln kann; man fand dann meist, daß diese fernen Sonnen auch in
dieser Hinsicht von der unsrigen nicht allzu verschieden sein können.
Aber es gibt hiervon zweifellose Ausnahmen. So gehört zum Beispiel
Arkturus zu den hellsten Sternen, während er eine so geringe
Parallaxe zeigt, daß seine Entfernung sehr viel größer sein muß als
durchschnittlich bei Sternen seiner Helligkeit. Er ist also auch in
Wirklichkeit eine sehr große oder doch ungewöhnlich hell leuchtende
Sonne. Andererseits haben wir gesehen, wie es recht kleine Sterne von
9. Größe gibt, die deutliche Parallaxen besitzen und uns also relativ
nahe stehen. Das müssen ungewöhnlich kleine oder doch ungewöhnlich
schwach leuchtende Sonnen sein.
Aber im allgemeinen müssen wir, wie gesagt, doch wohl annehmen,
daß die schwächeren Sterne durchschnittlich auch die entfernteren
seien. Dann entsprechen den verschiedenen Größenklassen der Sterne
verschiedene Tiefen, in denen sie sich befinden. Die photometrische
Vergleichung der Größenklassen ergibt also zugleich ihre relativen
Abstände. Solche Vergleichungen haben nun gezeigt, daß jede tiefere
Größenklasse etwa 2½mal weniger Licht besitzt als die höhere, daß also
ein Durchschnittsstern 3. Größe 2½mal schwächer leuchtet als einer
der 2. Größe. Hiernach haben zum Beispiel die Sterne 10. Größe nur
noch 0.00025 des Lichtes von Wega, dem Normalsterne 1. Größe. Nach
dem Gesetz von der quadratischen Abnahme des Lichtes haben wir also
aus dieser Zahl nur die Quadratwurzel zu ziehen, um unter unserer
Annahme zu erfahren, daß diese Sterne 10. Größe, die noch längst
nicht zu den schwächsten gehören, etwa 64mal weiter von uns abstehen
müssen als durchschnittlich ein Stern 1. Größe. Nehmen wir für diese
letztere Durchschnittsentfernung 15 Lichtjahre oder rund 1 Million
Sonnenentfernungen, eine sogen. _Sternweite_, so würde sich ergeben,
daß das Licht der Sterne 10. Größe schon etwa tausend Jahre braucht, um
zu uns zu gelangen. Für die schwächsten in Fernrohren noch sichtbaren
Sterne findet man so an zehntausend und mehr Jahre.
Aber hier hat die Rechnung doch wohl ein Loch. Es scheint, daß diese am
schwächsten leuchtenden Sterne, die zum größten Teil die Milchstraße
bilden, wirklich auch kleiner sind als der Durchschnitt, und daß man
sie also doch in wesentlich größerer Nähe vermuten muß. Außerdem ist
es kaum anders möglich, als daß auch der Weltraum mit einem sehr
dünnen, lichtabsorbierenden Stoffe erfüllt ist, ähnlich wie die Luft
unserer Atmosphäre, und daß also auch dadurch die Sterne scheinbar in
eine größere Entfernung gerückt werden, als ihnen wirklich zukommt.
Aus manchen noch weiter dazukommenden Gründen meint man deshalb
annehmen zu dürfen, daß die letzten, allerfernsten Sterne, die unsere
optischen Mittel noch erreichen können, etwa »nur« 2000 Lichtjahre
von uns abstehen. Dies ist der ungeheure Umfang des Gesichtskreises
für unsere folgenden Betrachtungen. In Zahlen ausgedrückt, die uns
aber keine Begriffe geben können, mißt danach die ganze Welt, soweit
wir sie noch sinnlich wahrnehmen können, nach jeder Richtung hin rund
zwanzigtausend Billionen Kilometer (20000000000000000 km) oder 130
Millionen Sonnenentfernungen oder »Sternweiten«. Dies ist nach aller
Wahrscheinlichkeit ein allergeringstes Maß.