§ 35- Grössenklassen der Fixsterne. § 36. Entfernung der Fixsterne. Ò3
Südlich vom Äquator, bei uns noch sichtbar:
ß Orionis (Rigel)
a Canis maj. (Sirius)
a Virginis (Spica)
a Scorpii (Antares)
a Pise, austr. (Formalhaut).
Von den bei uns nicht mehr sichtbaren sind besonders
hervorzuheben Q centauri (Toliman)
a Argo (Canopus).
Sterne zweiter Grösse pflegt man 50 — 60 zu zählen. Die
bemerkenswertesten unter ihnen sind a und ß Cassiopejae,
a Ursae min. (Polaris), a Persei, ß Persei (Algol), ß Tauri,
a Geminorum (Castor), die helleren Sterne des gr. Bären,
ß Leonis (Denebola), a Coronae bor. (Gemma).
Dritter Grösse rechnet man gegen 200, vierter 600,
fünfter über 1200, sechster etwa 3600, sodass hiernach ca.
5700 Sterne dem unbewaffneten Auge sichtbar sind. In den
folgenden Klassen nimmt alsdann die Zahl der im Fernrohr
sichtbar werdenden ausserordentlich zu, in der 7. Klasse wächst
sie schon auf 20 000. Herschel schätzte die Zahl aller in
seinem 20 füssigen Teleskop sichtbaren Sterne auf 20 Mill.,
Littrow glaubt sie für die heutigen Instrumente auf 120 Mill,
erhöhen zu müssen.
Während die helleren Fixsterne (I. bis IV. Kl) ziemlich
gleicbmässig über das ganze Himmelsgewölbe verteilt sind,
trifft das für die übrigen nicht mehr zu. Diese häufen sich
vielmehr am dichtesten in der Milchstrasse (§ 42) an, hier
zählte W. Herschel 5000 auf einem Grad im Quadrat. Von
der Milchstrasse, in welcher übrigens ihre Verteilung eine sehr
ungleiche ist, nimmt ihre Anzahl ziemlich regelmässig bis zu
den Punkten des Himmels ab, die als Pole der Milchstrasse
zu bezeichnen sind, wo Struve nur etwa 66 auf den Quadrat¬
grad rechnet.
§ 36. Entfernung und Grösse der Fixsterne.
Die Entfernung aller Fixsterne von unserem Sonnen¬
system ist ungeheuer gross und entzieht sich völlig unserer
unmittelbaren Anschauung. Um die Verschiedenheit ihrer
Entfernungen in übersichtlicher Weise zum Ausdruck zu
bringen, hat man als Masseinheit nicht wie im Sonnensystem
den Erdradius, sondern den mittleren Radius der Erdbahn als
Sonnenweite S (148600000 km) eingeführt. Bewegt sich
die Erde in ihrer Bahn A, B, C, D, (Fig. 24), so sollte man
erwarten, einen Stern P in den Stellungen a, b, c, d am
Himmelsgewölbe projiciert zu sehen Daraus würde man den
^CaP m = APM(a) d. h. den Winkel bestimmen können,
