2. Die Astronomie nach ihrer Begründung als Mechanik des Himmels.
Wir haben in dem vorigen einleitenden Abschnitt in großen Zügen die Entstehung des Weltbildes von den ältesten Beobachtungen bis zur Begründung der Fixsternastronomie durch Herschel verfolgt.
Trotz der Vollendung, welche die Gravitationsmechanik durch Laplace erfahren hatte, bereitete der von Herschel aufgefundene Uranus den Astronomen große Schwierigkeiten. Nachdem für diesen Planeten Beobachtungen vorlagen, die sich über 40 Jahre erstreckten, war man zur Herstellung von Tafeln[8] geschritten. Bald nach der Entdeckung des Uranus hatte sich ergeben, daß einzelne Stellungen dieses Planeten schon von älteren Astronomen[9] im Verlauf des 18. Jahrhunderts vermerkt worden waren; nur hatte man diese Beobachtungen auf einen Fixstern 6. Größe, nicht aber auf einen unserem Sonnensystem angehörenden Weltkörper bezogen. Jene älteren Beobachtungen ließen sich jedoch nicht mit den neueren zu brauchbaren Tafeln vereinigen. Man verwarf daher die ersteren als ungenau, obgleich man damit den betreffenden Beobachtern gewaltige Fehler zur Last legte.
Als nach der Herausgabe der Uranustafeln ein Vierteljahrhundert verflossen war, stellte sich indes dasselbe Verhältnis zwischen den neuesten und jenen Beobachtungen heraus, die zur Aufstellung der Tafeln gedient hatten. Ein solcher Mangel an Übereinstimmung ließ sich nicht abermals einer Ungenauigkeit zuschreiben. Es erhob sich daher die Frage, ob die Theorie der Planetenbewegung etwa nicht genügend ausgebildet sei und das Gravitationsgesetz z. B. für größere Entfernungen keine strenge Gültigkeit besitze; oder ob der Uranus noch anderen Einflüssen gehorche neben denjenigen, welche die Sonne, Jupiter und Saturn auf ihn ausüben. Sollte es nicht unter der letzten Annahme, so fragte man sich, möglich sein, durch ein aufmerksames Studium der Abweichungen, welche der Uranus darbietet, die bislang unbekannte Ursache dieser Abweichungen zu ermitteln und den Punkt am Himmel anzugeben, wo der fremde Körper, jene vermutliche Quelle aller Schwierigkeiten, seinen Sitz hat? Diese Frage war es, mit der sich um das Jahr 1845 auf Aragos Veranlassung ein junger, bis dahin kaum bekannter Franzose namens Leverrier beschäftigte[10]. Das Problem war offenbar eine Umkehrung der von Laplace zuerst bewältigten Störungsrechnung. Hatte man früher aus der Kenntnis der Elemente des störenden Körpers die Abweichungen des Planeten von der elliptischen Bahn berechnet, so galt es jetzt, aus der genauen Kenntnis dieser Abweichungen die Stellung und die Masse des störenden Weltkörpers zu ermitteln. Hierbei ließ sich Leverrier zunächst durch einige Analogieschlüsse leiten. Er nahm an, das zu entdeckende Gestirn sei von der Sonne doppelt so weit wie der Uranus entfernt und befinde sich in der Ebene der Ekliptik. Am 31. August des Jahres 1845 konnte er der Pariser Akademie die Bahnelemente, die Masse, den Ort und die scheinbare Größe des vermuteten Planeten mitteilen. Da sich die Berliner Sternwarte damals im Besitz einer sehr genauen Karte der von Leverrier angegebenen Gegend des Himmels befand, so wurde diese Warte von dem Ergebnis der Rechnung in Kenntnis gesetzt. An demselben Abend, als die Mitteilung aus Paris in die Hände Galles[11] gelangte, welcher derzeit in Berlin den Posten eines astronomischen Hilfsarbeiters inne hatte, gelang diesem die Entdeckung des gesuchten, später Neptun genannten äußersten Planeten. Er fand ihn an einer Stelle, die nur einen Grad von dem durch Leverrier berechneten Ort entfernt, war. Diese Entdeckung bedeutet einen der größten Triumphe der Wissenschaft. »Das geistige Auge sah einen Weltkörper und wies ihm seine Bahn und seine Masse an, ehe noch ein Fernrohr auf ihn gerichtet wurde«[12].
Dem geschilderten glänzenden Erfolg der theoretischen Astronomie konnten sich die insbesondere durch Bessel bewirkten Fortschritte der Beobachtungskunst würdig an die Seite stellen[13].
Ermöglicht wurden die Fortschritte der beobachtenden Astronomie vor allem durch die Vervollkommnung, welche die dioptrischen Instrumente in der Hand eines Fraunhofers und anderer hervorragender Optiker erfahren hatten. Ein Instrument, das die geringsten Sterndistanzen zu messen gestattete, war Fraunhofers Heliometer. Es gab Resultate, die auf Bruchteile von Bogensekunden genau waren. Fraunhofer hatte dies durch Bisektion des Objektives seines Instruments erreicht. Zur Ermittlung der Distanzen diente die Verschiebung, die notwendig war, um die durch beide Objektivhälften gesehenen Bilder zu vereinigen. Ein derartiges, erst nach dem Tode Fraunhofers vollendetes Heliometer hatte[14] auf Veranlassung Bessels die Königsberger Sternwarte erworben.
Die vorzüglichen Ergebnisse, die Bessel mit diesem Instrument erhielt, bewogen ihn, sich im Jahre 1837 dem schon so oft vergeblich in Angriff genommenen Problem einer Bestimmung der Parallaxen von Fixsternen[15] wieder zuzuwenden. Zum Gegenstande seiner Untersuchung wählte Bessel die jährliche Parallaxe des 61. Sterns des Schwans, weil er dieses Gestirn, obgleich es für das bloße Auge kaum sichtbar ist, für den nächsten oder einen der nächsten von allen Fixsternen hielt. Seit der Mitte des 18. Jahrhunderts wußte man durch Bradley, daß die Fixsterne eigentümliche, stetig fortschreitende Bewegungen an der Himmelskugel zeigen, die eine Änderung ihrer Stellungen gegen benachbarte Sterne zur Folge haben und endlich die Gruppen, in welchen die Fixsterne erscheinen, gänzlich umgestalten müssen.
Der 61. Stern des Schwans besaß nun die größte von allen Eigenbewegungen, die Bessel bekannt waren. Er fand sie gleich 5 Sekunden für das Jahr. In Ermangelung eines anderen Anzeichens für die größere oder geringere Nähe eines Fixsternes nahm Bessel an, daß einer starken Eigenbewegung eine geringe Entfernung und damit eine bedeutende Parallaxe entsprechen müsse. Der 61. Stern des Schwans bot auch den Vorzug, daß er von vielen kleinen Sternen umgeben ist, unter denen sich Vergleichungspunkte nach Belieben auswählen ließen. Ferner besteht der 61. Stern des Schwans aus zwei Weltkörpern; er ist also ein Doppelgestirn. Bessels Beobachtungen waren Messungen der Abstände des in der Mitte des Doppelgestirns liegenden Punktes von zwei Sternen der 10. Größe, die sich in seiner Nähe befinden. Abbildung 1 zeigt die Lage des Doppelsterns zu diesen beiden kleinen Sternen (a und b).
Abb. 1. Bessel bestimmt die Parallaxe eines Fixsterns.
Die durch den Erdumlauf bedingte scheinbare Bewegung des beobachteten Gestirns besteht darin, daß es eine Ellipse beschreibt, deren Gestalt durch die Lage des Sterns gegen die Ebene der Erdbahn bestimmt und deren größter Durchmesser das Doppelte der gesuchten jährlichen Parallaxe ist. Auch der Vergleichsstern (a oder b) beschreibt eine Ellipse von derselben Gestalt. Diese Ellipse ist aber in dem Verhältnis kleiner, in dem die jährliche Parallaxe des Vergleichssterns kleiner ist als diejenige des 61. Sterns des Schwans. Beide Sterne durchlaufen ihre Ellipsen auf gleiche Art, d. h. sie befinden sich immer an ähnlich liegenden Punkten derselben.
Eine scheinbare Verschiebung der Gestirne ruft bekanntlich auch die Aberration hervor. Sie würde offenbar keinen Einfluß auf das Ergebnis der Untersuchung haben, wenn sie beiden Sternen genau gleiche Bewegungen an der Himmelskugel gäbe. Allein die Bewegung, welche die Aberration einem Stern verleiht, hängt von dem Orte ab, den der Stern an der Himmelskugel einnimmt. Da nun die Örter des Sternes 61 und der Vergleichssterne zwar einander sehr nahe (Stern 61 war von a nur 7 Minuten 22 Sek., von b nur 11 Minuten 46 Sek. entfernt) sind, jedoch nicht völlig zusammenfallen, so ist ein kleiner Unterschied der Aberrationen vorhanden. Der geringe Einfluß, den dieser Unterschied ausübt, wurde durch Bessel ermittelt und eliminiert.
Ferner kam der Einfluß in Betracht, den die Eigenbewegung des Sternes 61 auf den Abstand von dem Vergleichsstern ausübt. Dieser Einfluß besteht in einer fast gleichförmigen Veränderung des Abstandes, deren Größe man berechnen kann, wenn man die Größe der Eigenbewegung des Sternes kennt. Auf diese Weise konnte Bessel alle im Laufe der Zeit gemachten Messungen auf diejenigen Werte zurückführen, die er gemessen haben würde, wenn der Stern 61 unverändert an dem Orte geblieben wäre, an dem er sich zu einer bestimmten Zeit, z. B. am Anfange des Jahres 1838 befand.
Indem Bessel nach diesen Gesichtspunkten verfuhr, gewann er durch fortgesetzte Messungen der Entfernung des Sternes 61 von einem jeden der Vergleichssterne ein Urteil über den Unterschied der jährlichen Parallaxen. Einer der Vergleichssterne hätte zwar genügt, allein Bessel wählte deren zwei, um mehrere von einander unabhängige Resultate zu erhalten, die sich gegenseitig entweder bestätigen oder verdächtig machen konnten. Er begann seine Beobachtungen am 16. August 1837 und setzte sie bis zum 2. Oktober 1838 fort. In dieser Zeit gelangen ihm 85 Vergleichungen des Sterns 61 mit dem Sterne a und 98 mit dem Sterne b. Jede Vergleichung war das Mittel mehrerer (gewöhnlich 16) in einer Nacht gemachten Messungen. Als Bessel alle Beobachtungen durch Rechnung von den Einflüssen befreit hatte, welche die Aberration und die eigene Bewegung des Sterns 61 auf seine Entfernungen von a und b äußerten, zeigten sich sehr deutliche Veränderungen, die demselben Gesetze folgten, nach dem eine jährliche Parallaxe des Sternes 61 seine Entfernungen sowohl von dem Sterne a als von dem Sterne b im Laufe des Jahres verändern mußte.
Obgleich der Schluß von der geringen Helligkeit der Sternchen a und b auf eine sehr große Entfernung oder auf eine so kleine jährliche Parallaxe, daß diese gänzlich unmerklich ist, unsicher war, so hielt es Bessel doch für angebracht, diesen Schluß zu ziehen, und aus der Zusammenfassung der Vergleiche des Sternes 61 mit den Sternen a und b ein mittleres, auf der Voraussetzung der Unmerklichkeit der jährlichen Parallaxen der letzteren Sterne beruhendes Resultat für die jährliche Parallaxe des 61. Sternes zu ermitteln. Der erhaltene Wert belief sich auf 31 Hundertstel einer Sekunde. Der Abstand des 61. Sternes von der Erde berechne sich daraus auf 657,700 Halbmesser der Erdbahn[16]. Das Licht gebraucht etwas über 10 Jahre, um eine solch große Entfernung zu durchlaufen. Um sie anschaulicher zu machen, führt Bessel aus, daß eine Lokomotive, die täglich 200 Meilen zurücklegt, 68000 Millionen Tagereisen oder fast 200 Millionen Jahre zur Durchmessung des Abstandes jenes Sternes gebrauchen würde.
Bessels Untersuchung der Fixsternparallaxe wurde etwas ausführlicher geschildert, weil sie zeigt, mit einer wie weitgehenden Genauigkeit und mit welch' unermüdlicher Ausdauer astronomische Messungen angestellt werden müssen, wenn es sich um die Lösung derjenigen Probleme handelt, welche die Jahrtausende währende Arbeit der älteren Astronomen dem neuesten Zeitalter übrig gelassen hat.
Zu denjenigen Arbeiten Bessels, die mehr die Erdphysik als die Astronomie betrafen, gehört die genaue Bestimmung des Sekundenpendels für die Königsberger Sternwarte[17].
Der Grundgedanke des hierbei von Bessel eingeschlagenen Verfahrens besteht darin, daß er nicht die Schwingungszeit und die Länge eines bestimmten Pendels, sondern die Schwingungszeiten zweier Pendel beobachtete, deren Längenunterschied genau bekannt war. Die auf diesem Wege gewonnenen Daten reichten hin, um die Länge des Sekundenpendels mit größter Schärfe zu bestimmen.
Ein weiterer Fortschritt den früheren Messungen gegenüber bestand darin, daß Bessel den Einfluß des Luftwiderstandes auf die Pendelbewegung in Rechnung zog und die nicht geringen Schwierigkeiten, welche die Berücksichtigung dieses Einflusses machte, zu bewältigen verstand. Um die Schwingungszeit mit möglichster Schärfe zu bestimmen wurden einer einzigen Versuchsreihe mehr als 4000 Schwingungen zugrunde gelegt. Ein bei der Zeitmessung etwa begangener Fehler mußte offenbar um so kleiner sein, je größer die Zahl der Schwingungen war.
Ferner bediente sich Bessel der von Borda eingeführten Methode der Koinzidenzen. Um nämlich die größte Schärfe in der Bestimmung der Schwingungszeit zu erzielen, verglich Bessel die Schwingungen des zu beobachtenden Pendels mit den Schwingungen des Pendels einer Uhr, deren Gang mit astronomischer Genauigkeit kontrolliert wurde. Beide Pendel wurden durch das Fernrohr beobachtet. Zum Ausgangspunkt der Beobachtungen wurde der Moment gewählt, in dem beide Pendel zugleich durch das Gesichtsfeld gehen. Solche Koinzidenzen müssen sich bei dem verschiedenen Gang der Pendel wiederholen und auf ihre Zahl läßt sich eine weit genauere Bestimmung der Schwingungszeit gründen als auf die unmittelbare Beobachtung.
Es würde zu weit führen, wenn wir hier auf weitere Einzelheiten der scharfsinnigen Methode, auf der vor allem die Bedeutung dieser Bessel'schen Abhandlung beruht, näher eingehen wollten. Bessel erwog sogar, daß das Pendel ein Leiter ist, der im erdmagnetischen Felde schwingt, und daß die hierbei eintretende Induktion vielleicht nicht außer acht gelassen werden darf. Er überließ es aber späteren Untersuchungen, den Einfluß dieses Umstandes rechnerisch oder experimentell zu prüfen.
Als das Mittel aller Bestimmungen ergab sich die Länge des Sekundenpendels für die Königsberger Sternwarte gleich 440,8147 Linien oder, auf den Spiegel der Ostsee reduziert, gleich 440,8179 Linien. Als das geeignetste Mittel für spätere Messungen empfahl Bessel[18] das Reversionspendel.
Gibt man diesem Instrumente[19], wie Bessel vorschlug, eine geeignete Form, so läßt sich der Einfluß der Luft aus der Rechnung völlig ausscheiden. Es ist dies nämlich der Fall, wenn man das Reversionspendel in bezug auf beide Schneiden völlig symmetrisch gestaltet. Aus diesem Grunde hat man für die späteren zahlreichen auf einen Vergleich der Schwerkraft für die verschiedenen Orte der Erde abzielenden Untersuchungen das Reversionspendel benutzt, während das von Bessel in Vorschlag gebrachte Verfahren, ohne deshalb seine methodische Bedeutung zu verlieren, selten mehr zur Anwendung gekommen ist.
Hatte die Entdeckung Leverriers bewiesen, daß auch die fernsten Glieder unseres Systems dem Newtonschen Attraktionsgesetz gehorchen, so gelang es seit etwa 1830, die Gültigkeit dieses Gesetzes auch für die entlegensten Fixsternregionen durch Berechnung und Beobachtung der Doppelsternbahnen darzutun und auch hierdurch einer einheitlichen Auffassung des gesamten Naturgeschehens den Weg zu ebnen.
Wir gelangen damit zu Encke, der nicht nur jene Untersuchung über die Doppelsterne anstellte, sondern auch durch das von ihm in Berlin geschaffene Sternkartenunternehmen die Entdeckung Leverriers ermöglichte.
Johann Franz Encke wurde 1791 in Hamburg geboren. Er studierte in Göttingen, wo er der Lieblingsschüler von Gauß war. Auch mit Bessel war er sehr befreundet. Als letzterer 1825 die Berufung nach Berlin ausschlug, wählte die dortige Akademie Encke. Vierzig Jahre hat er dieser Gesellschaft angehört und die Astronomie, die gleich der Mathematik während der ersten Jahrzehnte des 19. Jahrhunderts in Berlin keinen bedeutenden Vertreter hatte, dort wieder zur Blüte gebracht[20].
Bevor wir uns mit den Aufgaben befassen, die Encke während seiner Berliner Tätigkeit löste, wollen wir uns seiner Erstlingsarbeit zuwenden. Im Jahre 1818 war ein Komet entdeckt worden, für den Encke, zunächst unter der Annahme, daß die Bahn eine parabolische sei, auf Grund der vorliegenden Beobachtungen Berechnungen anstellte. Encke sah sich, um Rechnung und Beobachtung in Übereinstimmung zu bringen, gezwungen, für den Kometen eine elliptische Bahn von der unerhört kurzen Umlaufszeit von 3,6 Jahren anzunehmen. Die wenigen bis dahin bekannt gewordenen, in Ellipsen sich bewegenden Kometen besaßen eine Umlaufszeit von mehr als 70 Jahren. Enckes Entdeckung war also für das Gebiet der Kometenforschung eine epochemachende, zumal er bald nachweisen konnte, daß der Komet von 1818 auch 1786, 1795 und 1805 beobachtet worden sei. Enckes im Jahre 1819 erschienene Abhandlung erhielt deshalb den Titel: »Über einen merkwürdigen Kometen, der wahrscheinlich bei dreijähriger Umlaufszeit schon zum vierten Male beobachtet ist.« Das Merkwürdigste war aber Enckes Entdeckung, daß sich die Umlaufszeit jenes Himmelskörpers jedesmal um drei Stunden verkürzte. Er schrieb diese Erscheinung einem widerstehenden Mittel zu und glaubte, daß die beobachtete Verzögerung ein unmittelbarer Beweis für das Vorhandensein eines das Weltall erfüllenden Äthers sei. Ein Teil der zeitgenössischen Astronomen stimmte ihm darin bei; ein anderer Teil, darunter Bessel, suchte die Erscheinung auf andere Gründe zurückzuführen. Immerhin hatte Encke die Genugtuung, bis zu seinem Tode, also fast ein halbes Jahrhundert, den nach ihm genannten Kometen alle drei Jahre wiederkehren zu sehen.
Die erste Aufgabe, die Encke nach seiner Übersiedelung nach Berlin (1825) zu lösen hatte, war von Bessel angeregt worden. »Die Herausgabe neuer, möglichst vollständiger Himmelskarten«, heißt es darüber in den Abhandlungen der Akademie, »brachte unser auswärtiges Mitglied Bessel in Vorschlag. Solche Karten würden nicht nur das treueste Bild des Himmels darstellen bis zu der Grenze, die unsere jetzigen Fernrohre erlauben, sondern sie würden zugleich die Grundlage zur möglichst genauen Beobachtung der etwa noch fehlenden Sterne abgeben«. Das Zustandekommen und die Durchführung dieses mit ungeahnten Schwierigkeiten verknüpften großen Unternehmens ist vor allem das Verdienst Enckes gewesen. Die Kartierung ist indessen in mehrfacher Hinsicht unfertig geblieben; sie beschränkte sich zunächst auf einen 30 Grad breiten Äquatorialgürtel, umfaßte demnach nur einen Teil des gesamten Himmels. Aufgenommen wurden die Sterne bis zur 9. Größe. Der außerordentliche Wert einer solch mühevollen Arbeit bestand darin, daß man durch sie eine sichere Grundlage für alle späteren astronomischen Arbeiten schuf. Insbesondere ließen sich mit Hilfe dieser topographischen Aufnahme die Eigenbewegungen und die Helligkeitsänderungen genau verfolgen. Diesem ersten, in den Berliner Karten niedergelegten Versuch die helleren teleskopischen Sterne vollzählig zu ermitteln und mit den sichtbaren zu einem getreuen Bilde zu vereinigen, ist gegen das Ende des 19. Jahrhunderts jene große photographische Gesamtaufnahme des Himmels gefolgt, von der in einem späteren Abschnitt ausführlicher die Rede sein wird.
Encke war in erster Linie rechnender Astronom. Es ist bezeichnend für die Wertschätzung, die er als solcher erfuhr, daß Bessel befürchtete, Encke werde durch den Bau einer neuen Sternwarte von seinen höheren Aufgaben abgezogen werden. »Ich betrachte Sie«, schrieb Bessel ihm, »als denjenigen Astronomen, dem die Oberaufsicht über die Rechnungen zusteht. Nach meiner Meinung darf Ihnen die Sternwarte nie die Hauptsache sein. Ein Gehilfe muß darin die Arbeit übernehmen.« Der Bau einer neuen Sternwarte kam besonders durch A. von Humboldts Bemühungen zustande; und Encke hat es im Verein mit tüchtigen Gehilfen, unter denen vor allem Galle als der Entdecker des Neptuns zu nennen ist, verstanden, dem neuen Institut bald eine führende Rolle zu sichern.
Enckes selbst von einem Bessel bewundertes rechnerisches Genie trat besonders zutage, als er es unternahm, aus den zahlreichen Beobachtungen, zu welchen die Venusdurchgänge der Jahre 1761 und 1769 Anlaß gegeben, mit Hilfe neuerer Verfahren, wie der Methode der kleinsten Quadrate, den Wert für die mittlere Entfernung der Sonne abzuleiten. Das Ergebnis dieser Untersuchung war Enckes Schrift vom Jahre 1822: »Die Entfernung der Sonne von der Erde aus dem Venusdurchgange von 1761 hergeleitet«. Aus den sämtlichen Beobachtungen dieses Durchganges schloß Encke[21] auf eine mittlere Sonnenparallaxe von 8''490525. Diesem Wert entspricht ein mittlerer Sonnenabstand von 20,878745 Meilen. Als Grenzen der Ungewißheit ergaben sich für die Parallaxe 8''429813 und 8''551237 und dementsprechend für den Abstand 20,730570 und 21,029116 Meilen.
Einige Jahre später (1824) erschien eine zweite Schrift Enckes, in der er die Sonnenparallaxe auf Grund des gesamten Materials der Jahre 1761 und 1769 zu 8'',57116 und die mittlere Entfernung gleich 20,682329 geographischen Meilen berechnete. Dieser Wert ist in Gebrauch geblieben, bis die Venusdurchgänge des 19. Jahrhunderts (1874 und 1882) neues Material und damit einen neuen Wert ergaben.
Über die Berechnung der Doppelsternbahnen endlich ließ Encke eine grundlegende Abhandlung[22] im Jahre 1832 erscheinen. Er folgte dabei dem Gedanken[23], unter der Annahme des Gravitationsgesetzes aus einigen Positionsbestimmungen des Begleiters in Beziehung zum Hauptstern die Bahn des ersteren zu berechnen. Aus der Übereinstimmung des Resultates mit weiteren Beobachtungen ergab sich die Zulässigkeit der Annahme, daß das Gravitationsgesetz auch die Beziehungen unter den Doppelsternen regelt.
Unter den späteren Arbeiten Enckes ist vor allem seine Abhandlung vom Jahre 1851 über die Bestimmung einer elliptischen Bahn aus drei vollständigen Beobachtungen zu nennen[24]. Das betreffende Problem hatte Gauß in seiner »Theoria motus« in so vollkommener Weise gelöst, daß alle früheren Arbeiten, die sich mit seiner Lösung beschäftigten, in der Folge nur noch geschichtlichen Wert besaßen. Den späteren Astronomen bot sich daher hier nur eine geringe Nachlese. Trotzdem gelang es Encke in der erwähnten Abhandlung, einige von Gauß nur berührte Punkte weiter auszuführen und zumal in rechnerischer Hinsicht einige Verbesserungen der von Gauß gebotenen Lösung vorzuschlagen.
Encke und Bessel sind unter den deutschen Astronomen, welche den Übergang zwischen Gauß und der neuesten Periode dieser Wissenschaft vermittelt haben, als die hervorragendsten zu nennen. Encke war es, der die von Gauß angestrebte Verfeinerung der astronomischen Rechenkunst zur Vollendung brachte, während Bessel der Kunst der Beobachtung die entsprechende Förderung angedeihen ließ.