§ 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,