|
Glücklicherweise ist aber die hier zu Grunde liegende Voraussetzung, daß sich das Licht durch den ganzen Weltraum hin ungeschwächt verbreite, selbst nicht sehr wahrscheinlich, und der entgegengesetzte Fall, wenn eine Absorption, und zwar eine in gleichen Weiten ziemlich gleiche Absorption besteht, bietet ein Mittel von viel allgemeinerer Anwendung dar, die verschiedenen Entfernungen der Sterne gerade aus der verschiedenen, bei ihnen stattgefundenen Lichtschwächung selbst zu bestimmen. In diesem Falle giebt nämlich die in (a, α) vorgeschriebene Methode den Gesichtswinkel \varphi stets etwas kleiner an, als er in Wirklichkeit ist, und der Unterschied zwischen dem wahren =\psi und dem nach dieser Art berechneten =\varphi ist um so größer, je entfernter der Stern ist. Legen wir aber die uns irgend woher schon bekannte Entfernung eines der nächsten Fixsterne als Einheit zur Messung anderer Entfernungen zu Grunde, und bezeichnen wir den Theil des Lichts, der auf jenem der Einheit gleichen Wege absorbirt wird, durch \mu, so daß der übrigbleibende Theil 1-\mu ist, so bleibt auf einem Wege, der \lambda Mal so lang ist, nur der Theil (1-\mu)^{\lambda}, und es besteht die Gleichung:
\varphi=\left(1-\mu\right)^{\lambda}.\psi.
|
