Blau-Weiss-Blätter · 1921-05-01 · 8-10 (5.1921) · p. Seite 163

jFcldmessermethode, Triangulieren Dreiecksmessung). So wird z. B. die £nje als Ganzes und in ihren Teilen gemessen, indem zunächst eine Linie (die Basis) mit Maßstab gemessen, von ihr aus trianguliert wird. Die Feldmesser- Methode ermöglicht die Entfernung von Gegenständen, die man selbst nicht berührt, trigonometrisch zu ermitteln (Messung über Fluß hinweg, Messung von Berghöhen). Deswegen ist sie anwendbar in der Astronomie. Sie hat eine Schwierigkeit: Das Verhältnis der Basis zu den Schenkeln darf nicht zu klein werden, damit der Winkel an der Spitze meßbar groß bleibt. Die für astronomische Messungen zu wählende Basis muß also möglichst groß sein. (Eine Zeichnung veranschaulicht leicht das Gesagte). Die allergrößte Distanz, die unseren Messungspunkten gegeben werden kann, ist der Erddurchmesser. Die Eat-eroung naher Sterne kann also durch Feldmessermethode von zwei möglichst entgegengesetzten Punkten aus, z. B. einem in Nordpol-, einem in Südpolnähe, die auf demselben Meridian liegen (warum?), gefunden werden. Nun zeigt sich die Sonne schon so weit entfernt von der Erde, daß auf diesem Wege keine genauen Werte mehr ermittelt werden können. Man kann grade noch für die Entfernung der Venus ausreichende Resultate erzielen, daher werden ihre Vorbeigange von der Sonnenscheibe (die Venusdurchgänge, die sehr selten sind), beobachtet und aus dem bekannten (3. Keplersches Gesetz!) Verhältnis der Eatfernungen Sonne-Erde und Sonne-Venus durch Einführung der Becbachtungsresultate die Absolutwerte dieser. Entfernungen ermittelt. Günstiger noch gestaltet sich dieser Weg bei Beobachtung des kleinen Planeten Eros (1898 entdeckt), der der Erde näher kommt als Venus und kleiner ist als sie, also genauere Messungen gestattet. Eine andere Anordnung der Feldnsessermethode verwendet nicht zwei gleichzeitige Beobachtungen verschiedener Oite desselben Meridians, sondern eine Zenit- und eine Horizontalbeobachtung desselben Ortes, die allerdings Berücksichtigung der Zeitdifferenz und der starken atmosphärischen Beeinträchtigung der * Horizontalbeobachtung erforderlich machen. Nun gibt es eine zweite gänzlich abweichende, genauere Methode, die Sonnenentfernung durch Benutzung der Aberration des bichts zu finden. Olaf Römer hat durch seine bekannte Beobachtung am ersten Jupitermond <1675) die Geschwindigkeit des Lichts unter Zugrundelegung der bis dahin bekannten Werte für die Sonnenentfernung ermittelt Nachdem aber seit Fizeau anderem Wege genauere. Werte für die Lichtgeschwindigkeit gefunden worden sind, bat man durch Umkebrung der Rechnung wieder die Entfernung Sonne-Erde genauer bestimmen können. Eine dritte Methode beruht auf dem Dopplerschen Prinzip. Aus der Differenz der Spe'Ktrallinienverschiebungen bei bestimmten Fixsternen an entgegengesetzten Punkten der Erdbahn wird die absolute Geschwindigkeit der Erdbewegung ermittelt. Da nun die Dauer eines Umlaufs um die Sonne, Jahr, hinlänglich bekannt ist, ergibt sich aus Geschwindigkeit und Zeit der weg, d. h. die Länge der Erdbahn. Da deren Form bekannt ist, ist jetzt kicbt ihr Radiusvektor zu berechnen. (Selbstverständlich muß dabei auch der Wechsel der Erdgeschwindigkeit berücksichtigt werden). Abgesehen davon, daß sie die Sonnengröße zu ermitteln gestattet, leistet Lösung der Aufgabe noch das, eine größere Basis astronomischer Ent- 363