Världsalltet 122 orbium colestium" den hypotesen, att solen är världssystemets centrum och jorden i rörelse omkring denna samt att jordens bana är belä- gen mellan Venus' och Mars'. Denna åsikt hade haft sina föregångare under antiken och den senare medeltiden, men hade ej förut kunnat göra sig gällande. Kepler angaf de allmänna lagarna för planeternas rörelser och gaf metoder att be- räkna de ömsesidiga af stånden inom solsystemet. En konsekvens af det coppernikanska systemet blef ju, att jordens rörelse omkring solen borde af- spegla sig hos stjärnorna och att deras parallaxer (skenbara förflyttningar) således skulle bli möjliga att uppmäta. Tycho Brahe kunde ur sina observa- tioner ej finna några stjärnparallaxer större än en bågminut, och då han trodde sig ha konsta- terat, att stjärnornas diameter kunde uppgå till en eller annan bågminut (ett misstag uppkommet genom förväxling af diffraktionsbildens storlek hos de större stjärnorna med stjärnornas verkliga stor- lek), slöt han däraf, att stjärnorna skulle ha en verklig diameter vida större än solens och ansåg på grund häraf, att det coppernikanska systemet måste vara delvis oriktigt. Han antog därför, att jorden befann sig i världens medelpunkt och att solen och månen rörde sig omkring jorden, men de öfriga planeterna omkring solen. Denna teori kom dock aldrig att spela någon större roll inom astronomien. Genom Tycho Brahes arbeten fick man klart för sig, att kometerna icke, som man förut trott, äro företeelser hemmahörande i vår atmosfär, utan medlemmar af planetsystemet. Sedan Newton sammanfattat uttrycket för himla- kropparnas rörelser i sin berömda gravitationslag, Eade astronomien möjligheter att detaljeradt un- dersöka deras banor. En lång rad af undersök- ningar egnades åt rörelseförhållandena inom sol- systemet, och samtidigt bestämdes vid upprepade tillfällen den fundamentala astronomiska enheten, d. v. s. jordens afstånd från solen, medelst olika metoder. 1781 upptäckte Herschel en ny planet, Uranus, och 1801 fann Piazzi en liten planet mellan Mars och Juppiter. Sedermera har man till våra dagar funnit något mer än 1,000 små- planeter, som till allra största delen kretsa mellan de nämnda planeternas banor. Slutligen upp- täckte Adams och Leverrier 1846 en ny stor pla- net, Neptunus, hvilken fortfarande är den yttersta kända planeten. Som medlemmar af vårt solsystem får man anse äfven kometerna, af hvilka under historisk tid ett tusental upptäckts. Dessas banor äro i regel myc- ket långsträckta, och de gå i många fall långt utanför de kända planeternas banor. Af E. Strömgrens undersökningar har emellertid framgått, att de äro hemmahörande inom vårt solsystem. Kepler såg i stjärnorna solar, men trodde, att de genomgående voro mindre än vår sol, hvilken han tillmätte en dominerande betydelse såsom centralkropp i stjärnsystemet. Giordano Brunos idéer om världens oändliga utsträckning i rymden och himlakropparnas praktiskt taget obegränsade antal bröto definitivt med den trånga medeltida uppfattningen. Kort efteråt uppfanns kikaren, och Vintergatan upplöste sig, sedd genom detta in- strument, i ett stort antal små stjärnor. Galilei ansåg därför denna kosmiska bildning vara en samling stjärnor, i likhet med hvad Demokritos intuitivt hade anat. I Galileis arbete "Cosmo- theoros" jämställdes för första gången stjärnorna med solen i alla afseenden. Det dröjde likväl sedan ganska länge, innan några egentliga fram- steg gjordes i fråga om stellarastronomien. 1718 .visade Halley det vara sannolikt, att stjärnorna icke, såsom man förut ansett, äro fixa, utan att de med säkerhet röra sig. Från Galileis tid till 1800-talets början gjordes ett flertal försök att bestämma afståndet till stjärnorna. Först 1838 lyckades Bessel bestämma de första stjärnparallaxerna. (Se Stjärnor, sp. 1435-36.) Sedan denna tid har vår känne- dom om stjärnornas afstånd ständigt utvidgats, samtidigt som metoderna också förbättrats. 1910 hade man något så när noggranna värden på afstånden till 300 à 400 stjärnor. F. n. (1921) torde omkr. 1,800 stjärnors afstånd vara kända. Numera äro ej heller de direkta mätningsmeto- derna de enda, som möjliggöra bestämning af stjärnornas afstånd. Genom undersökningar af E. Hertzsprung, Kohlschiitter och W. S. Adams m. fl. har det under de sista åren framgått, att man af vissa detaljer i stjärnornas spektra kan sluta sig till deras afstånd. Särskildt denna metod har i hög grad bidragit till den i våra dagar utom- ordentligt raskt fortgående utvidgningen af vår kännedom om stjärnornas afstånd. Genom uppmätningarna af stjärnornas parallax ha värdefulla upplysningar erhållits om fördelnin- gen af de stjärnor, som ej ligga alltför långt bort från vårt solsystem. Det har framgått, att den oss närmast belägna stjärnan, a Centauri, befin- ner sig på ett afstånd af 4,3 ljusår (l ljusår = den väglängd ljuset med en hastighet af omkr. 3CO,COO km. i sekunden tillryggalägger på ett år. Se Stjärnor, sp. 1437). För stjärnor, hvilkas afstånd är större än 200-300 ljusår, kan man icke på direkt väg bestämma parallaxen, beroende på, att denna är så liten, att mätningsosäkerheten är lika stor eller större. Medelst de spektralana- lytiska metoderna kunna större afstånd bestämmas, men endast undantagsvis torde det bli möjligt att på denna väg uppmäta afstånd större än 1,COO ljusår. Man måste därför se sig om efter andra metoder, när det gäller att få någon kännedom om hela stjärnsystemets dimensioner och allmänna anordning Bestämningarna af stjärnornas rörelseförhållan- den kunna i många fall ge värdefulla upplysnin- gar ang. stjärnornas fördelning i rymden. W. Herschel visade, att vårt solsystem har en rörelse i förhållande till de närmast omkringliggande stjärnorna. Han fann denna rörelse vara riktad mot stjärnbilden Herkules. En rad af senare undersökningar har bekräftat hans resultat och äfven visat, att solen förflyttar sig i förhållande till de närbelägna stjärnorna med en hastighet uppgående till nära 20 km. pr sekund. Denna rörelse hos vårt solsystem återspeglas i de omkring- liggande stjärnornas rörelser, så att dessa, utom sina egna individuella rörelser, äfven utvisa en s. k. parallaktisk rörelse. Då solens hastighet är känd, kan man från den iakttagna storleken af den parallaktiska rörelsen sluta sig till medel-