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auf den Mond und die dadurch verursachten Störungen in seiner 
Bahn die Sonnenparallaxe bestimmt. Als wahrscheinlichster Wert 
ergibt sich bei mittlerer Entfernung der Erde von der Sonne 
hiefür 8,86". 
5) Die Entfernungen der Fixsterne sind so groß, daß eine 
Parallaxenbestimmung derselben nach der oben angegebenen Methode 
zu keinem Resultate führte. Nachdem nun Coppernicus die jähr- 
liche Bewegung der Erde um die Sonne gelehrt hatte, suchten 
verschiedene Astronomen die Verschiebung der gegenseitigen Lage 
der Fixsterne zu messen, welche durch die jährliche Bewegung der 
Erde verursacht werden müßte. Die sogenannte jährliche Pa- 
rallaxe war jedoch zu klein, als daß sie mit den früheren 
Hilfsmitteln bestimmt werden konnte. Drei Jahrhunderte hin- 
durch mißlangen alle derartigen Versuche; erst 1832 — 39 sanden die 
englischen Astronomen Henderson und Maclear und 1837—38 der 
deutsche Astronom Beffel die ersten Fixsternparallaxen. Als Be- 
obachtungsobjekte nahmen dieselben entweder sehr helle Sterne, oder 
solche, welche starke Eigenbewegung zeigten, da in beiden Fällen die 
Wahrscheinlichkeit bestand, daß die betreffenden Himmelskörper der 
Erde näher wären, als die übrigen Sterne. Man verglich sodann 
die Stellung dieser Sterne mit benachbarten Sternen und fand 
so z. B. die jährliche Parallaxe von a Centauri — 0,9", von 
•-61-s.Cygni — 0,5" k. ?c. Der Wert 0,9" ist der größte unter 
den bisher bestimmten Fixsternparallaxen; derselbe ist etwa 10mal 
kleiner, als die Horizontalparallaxe der Sonne. Da also von 
dem Sterne a Centauri aus der Erdbahnhalbmeffer 10mal kleiner 
erscheint, als von der Sonne aus der 24 000mal kleinere Erd- 
Halbmesser, so ist dieser Fixstern 240 000mal weiter von uns 
entfernt, als die Sonne. Das Licht der Sonne braucht 8°^ bis 
es zu uns gelangt, das Licht des nächsten Fixsternes 240000mal 
länger oder ungefähr 4 Jahre. — 
6) Dem unbewaffneten Auge erscheinen Sonne und Mond 
(als Kugeln, die übrigen Sterne als Punkte. Im Fernrohre 
sehen wir auch die größeren Planeten als Kugeln und können 
somit die Winkel messen, unter denen wir die Durchmesser der- 
selben sehen. So ist z. B. der scheinbare Sonnen durch- 
messer in mittlerer Entfernung etwa 32', der Monddurchmesser 
31' 2c. 2C. Bezeichnet man den scheinbaren Radius eines