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Aberration der Fixsterne.

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Erde in a oder c; zur Zeit der Quadraturen ist. Was endlich dieseEllipse selbst betrifft, so ist sie sür jeden Stern eine andere, und über«Haupt desto kleiner, je größer die Entfernung desselben von der Erde ist,bis sie endlich für alle die Sterne, deren jährliche Parallaxe Null ist,in einen einzigen Punkt übergeht, oder gänzlich verschwindet.

Im Gegentheile ist die zweite Ellipse, welche die von Bradley be-obachtete Aberration der Sterne enthält, in derselben Figur auf eineähnliche Weise durch iplstcLsl/ dargestellt, wo wieder der Stern in u/ unddie Erde zu derselben Zeit in u, oder der Stern in l/ und die Erde ind ist u. s. w. Hier hat, wie schon der bloße Anblick der Zeichnungzeigt, der Stern seine kleinste Länge in IL, wenn die Erde zur Zeit derConjunction in d ist, und die größte Länge in st", wenn die Erde zurZeit der Opposition in «I ist, während die mittleren Längen in cp und<L in die Zeiten der Quadraturen fallen. Die Breite aber hat ihregrößten und kleinsten Werthe in den Punkten ^ und cL zur Zeit derQuadraturen und ihre mittleren Werthe in b' und cll zur Zeit der Sy-zygien, vollkommen mit dem oben aufgestellten Gesetze übereinstimmend.Was endlich diese Ellipse selbst betrifft, so ist der große Durchmesserderselben bei allen Sternen parallel mit der Ekliptik, und für alle Sternevon gleicher Größe, nämlich gleich 4V.5 Secunden. Der kleine Durch«messer aber, der senkrecht auf der Ekliptik, oder in dem Breitenkreisedes Sterns liegt (Einl. H. 22. II.), wird immer kleiner, je näher dieSterne an der Ekliptik liegen, bis er endlich für Sterne in der Ekliptikgänzlich verschwindet, und hier die ganze Ellipse in eine gerade, derEkliptik parallele Linie von 40.5 Länge übergeht.

H. 76. (Entstehung der Aberrations-Ellipse.) Um auch die genetischeErklärung dieser zweiten Ellipse zu geben, so wollen wir die

Bahn der Erde durch den aus die Gesichtslinie 8^ des Sterns senk-rechten Durchmesser in zwei Hälften theilen, wo wir sodann Folgendesbemerken: Ist die Erde in der von dem Stern abgewendeten Hälfte alleihrer Bahn, so ist der Stern in dem Bogen ullsttL, in welchem durchausseine scheinbare Länge kleiner ist als die wahre oder mittlere Länge.Ist aber die Erde in der dem Stern zugekehrten Hälfte olla ihrer Bahn,so ist der Stern in dem Bogen cstcpu/, wo die scheinbare Länge desselbenüberall größer ist, als die mittlere. Da wir also die Länge des Sternsaus der ihm zugekehrten Hälfte der Erdbahn immer größer, und ausder abgewendeten Hälfte immer kleiner sehen, so folgt daraus, daß diescheinbare Gesichtslmie, in welcher wir den Stern im Laufe des ganzenJahres durch sehen, gegen die wahre oder mittlere Gesichtslinie, inwelcher man ihn aus der ruhenden Sonne sehen würde, etwas geneigt,und zwar nach derselben Seite hin geneigt ist, nach welcher die Erde in

ihrer jährlichen Bewegung hingeht.

Sey also (Fig. 14) die Erdbahn, in deren Mittelpunkte die

Sonne 8 ruht. Wenn man von der Sonne aus einen Fixstern in 5tin der Richtung 8/5 sieht, so wird man denselben Stern auch vonallen Punkten I),^,L,(^ der Erdbahn aus in demselben Punkte desHimmels sehen, wenn die Entfernung desselben in der That so großist, daß dagegen der Halbmesser der Erdbahn, oder daß die jährlicheParallaxe des Sterns als ganz unmerklich verschwindet. Zieht mandaher durch diese Punkte l),^,k,O der Erdbahn gerade Linien Dp,^1", k?" und ei"", die alle mit der durch die Soune gehenden Linie815 parallel sind, so werden diese Linien I)p, 41", die Mittlern oderwahren Gesichtslinien des Sterns 15 seyn. Wenn sich nun die Erde mder Richtung väk oder von West gen Ost bewegt, so wird die schein-

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