Pi = Po + d P» ■
so ist
Wi Ising hat gezeigt, dass für den Potsdamer photographischen Itefractor bei Berücksichtigung der oben angegebenen Bedingungen sich eine durchaus genügende Genauigkeit in der Ermittelung des Bogeuwerthes erhalten lässt. Eine Unsicherheit von 1° in den Temperaturangaben bedingt bei einer Distanz von 1° erst einen Fehler des Bogeuwerthes von 0'.'06.
Capitel IV.
Die photographischen Registrirmethoden.
Die bisherigen Capitel dieses Buches sind dem Hauptgebiete der cölestischen Photographie gewidmet gewesen, dessen Aufgabe es ist, möglichst getreue Darstellungen cülestischer Objecte zu erhalten und dieselben nachträglich durch Messung zu verwertlien. Wir gehen nun über zu einer kurzen Darlegung einer anderen Art der Anwendung der Photographie in der Astronomie: der photographischen Kegistrirung bei Durchgangsinstrumenten, also zu ihrer Benutzung bei Positionsbestimmungen im Meridianinstrumente und bei Zeit- und Ortsbestimmungen. Definitiven
I. Die Herstellung und Verwerthung von Ilimmelsaufnalimen.
DIU
Eingang in die Praxis hat übrigens diese Verwendung noch nicht gefunden; man ist bisher über das Stadium der Versuche nicht hinausgekommen.
Photographische liegistrirmethoden giebt es in vielen Zweigen der Physik und Meteorologie schon lange. Diese Methoden beruhen im Wesentlichen darauf, au demjenigen Tlieile des Instrumentes, dessen Drehung in letzter Instanz gemessen werden soll, einen Spiegel anzubringen, der ein auf ihn fallendes Lichtbündel nach einem in gleichförmiger Bewegung befindlichen lichtempfindlichen Papierstreifen refiectirt. Durch die combinirte Bewegung von Streifen und Spiegel resultirt eine Curve, deren Abscissen die Zeit und deren Ordinaten die Winkelstellung des Spiegels angeben. Zur Messung von Längenänderungen, z. B. bei Quecksilberthermometern und -Barometern, kann man auch das Schattenbild der Quecksilbersäule continuirlich auf einem hinter der Säule sich verschiebenden lichtempfindlichen Streifen aufnehmen u. s. w. In allen diesen Fällen verliilft die Photographie zu einem wirklichen Registriren, der betreffende Apparat zeichnet automatisch die zu messenden Veränderungen auf.
Fälle, in denen diese Art der liegistrirung in der Astronomie angewendet werden könnte, liegen im allgemeinen nicht vor. Es ist allerdings denkbar, die Chronographen, wie sie jetzt bei Durchgangsbeobachtungen angewendet werden, schliesslich nicht rein mechanisch durch den Druck einer Spitze auf den Streifen aufzeichnen zu lassen, sondern dies photographisch zu besorgen; damit wäre aber schwerlich ein Gewinn zu erreichen, sondern wahrscheinlich nur vermehrte C'omplicirtheit und Unbequemlichkeit. Andere Arten der Begistrirung würden vielleicht mehr Vortheil bringen. So liesse sich z. B. unschwer ein Apparat construiren, der es dem Beobachter erlaubte, von seiner Stelle aus bei einem Meridiankreise die relative Stellung der Kreisstriche zu einem Index zu photo- graphiren, die, nachher ausgemessen, die Kreisablesung im Mikroskope ersetzte. Es würde sich hierbei eine grössere Schnelligkeit in der Aufeinanderfolge der Beobachtungen erzielen lassen bei gleichzeitiger Ersparnis eines zweiten Beobachters. Dergleichen »Jllilfsvorrichtungen« Hessen sich gewiss zu vielen Zwecken hersteilen; doch mögen hier diese Andeutungen genügen, und ich gehe zu eigentlichen Begistrirmethoden Uber, bei denen das Auge des Beobachters durch die photographische Platte ersetzt werden soll.
Der Zweck, der hierbei verfolgt wird, kann ein sehr verschiedener sein: Erzielung grösserer Genauigkeit durch Vermehruug der Einzelbestimmungen bei gleichem Zeitverbrauche; Beibehaltung der gleichen Genauigkeit mit Zeitersparniss; Vermeidung persönlicher Fehler. In dieser letzteren Beziehung ist zu bemerken, dass zwar die persönlichen Fehler,
Die photographischen Registrinnethoden.
IUI
wie sie bei direeten Beobachtungen auftreten, vermieden werden, dass dafür aber persönliche Fehler anderer Art bei der Ausmessung neu hinzu- kommen.
Die Eigentümlichkeit der photographischen Methode bei Durchgangs- iustrumenten besteht darin, dass die Sterne ihre Spuren auf der Platte zurücklassen, die als Projectionen der scheinbaren Declinationskrcise zu betrachten sind. Soll aus diesen Spuren auf die Zeit geschlossen werden, so müssen 1'nterbrechuugsstellen derselben vorhanden sein, die mit der Beobachtungsuhr in bekanntem Zusammenhänge zu stehen haben. Bei Benutzung der Spuren zu Bestimmungen im Sinne der Declination können entweder die Spuren verschiedener Sterne auf derselben Blatte relativ aneinander geschlossen werden, oder es muss eine mit dem Fernrohre verbundene Marke (Declinationsfaden) mit zur Abbildung gebracht werden.
Zur Beurteilung der Helligkeit von Sternen, welche ihre Spuren noch eben abbilden können, sind dieselben Betrachtungen gültig, welche bei Gelegenheit der Bhotograpliie der kleinen Blaneteu (siebe den betreffenden Abschnitt) angestellt werden; die Helligkeit ist demnach abhängig von der Declination der Sterne.
Beim photographischen Befractor von 13 Zoll Oeffnuug und dem Brennweiteuverhältnisse von 1:10 wird von einem Aequatorsternc der Durchmesser des kleinsten Scheibchens (3") in 0?2 durchlaufen; für die verschiedenen Decliuationen vergrössern sich die Zeiten, wie folgt:
Declination
Expositionszeit
0°
0B2
4T>
0.3
GO
0.4
70
O.G
So
1.2
8S°:>0'
24 s .
Bei laufenden Aecpiatorsternen wird noch eben die sechste Grösse als schwacher Strich abgebildct. Bei wachsenden Decliuationen findet die Vermehrung der Lichtstärke zunächst nur sehr langsam statt; bis 45° ist sie noch unmerklich, und bei 70° beträgt die Vermehrung etwa eine Grössenclasse. Erst bei einer Declination von 88°5ü', der eine Expositionszeit von 24 s entspricht, werden alle Sterne der Bonner Durchmusterung, also bis zur Grösse 9.f>, abgebildet. Um Schlüsse auf andere Instrumente in Bezug auf die Lichtstärke Hei laufenden Sternen ziehen zu können, genügt die etwas rohe Annahme, dass bei allen guten Objectiven, gleichgültig, welche Brennweite und Oeflhung sie besitzen, die linearen Durchmesser der kleinsten Scheibchen dieselben sind; die Lichtstärke
192
I. Die Herstellung und Verwcrthung von llimmelsaufnalnnen.
wächst also proportional mit abnehmendem sse, so
dass kleinere Objectivc mit kurzer Brennweite — l’ortraitlinsen — schliesslich lichtstarker sind als grössere Bcfractoren. Je heller die Sterne sind, um so kräftiger werden natürlich ihre Spuren; bei ganz hellen Sternen tritt eine sehr merkliche Verbreiterung ein in entsprechender Weise wie bei ruhenden Bildern heller Sterne.
Der Einfluss der Luftunruhe auf die Messungsgenauigkeit ist bei der Aufnahme laufender Sterne ein viel stärkerer als bei ruhenden. Die Schwankungen der Sterne gleichen sich bei letzteren aus, worauf ja wesentlich die Vorzüge der photographischen Methoden vor directen Beobachtungen beruhen. Bei laufenden Sternen wird dagegen der scheinbare Ort in jedem Momente abgebildet; die Steruspur registrirt daher die Luft- uurulie sorgfältig, so dass sich hierauf sehr gut eine Methode der Untersuchung der Luftunruhc gründen liesse. Die Schwankungen, welche senkrecht zur Bewegungsrichtung des Sternes stehen, stellen sieh als Ausbiegungen der sonst glatten Curvcn dar; diejenigen, welche in jener Bichtung liegen, werden als schwächere resp. kräftigere Stellen, als Knoten, in der Spur erkannt. Das Einstellen einer bei unruhiger Luft erhaltenen Spur zwischen zwei Fäden ist daher sehr schwierig, und die dabei zu erreichende Genauigkeit ist beträchtlich geringer als bei ruhend aufgenommenen Sternen; ja, ich habe den Eindruck gewonnen, als wenn sie geringer sei, als bei directer Beobachtung unter entsprechenden Umständen. Eine bedeutende Verbesserung lässt sich erreichen, wenn man den Stern nicht eine continuirliche Spur aufzeichnen lässt, sondern eine unterbrochene, indem häufig, aber jedesmal nur auf sehr kurze Zeit — kürzer als zur Durchmessuug der eigenen Ausdehnung nothwendig ist — exponirt wird. In diesem Falle bestellt die Spur aus einzelnen, etwas länglich gezogenen Sternbildchen, auf die sich mit nahe derselben Genauigkeit eiustellen lässt, wie auf die Scheibchen ruhender Sterne. Jeder Punkt für sich ist durch die Luftunruhe deplacirt; stellt man auf eine grössere Zahl solcher Punkte ein, so erhält man den Mittelwerth frei vom Einfluss der Luftunnihe. Gleichzeitig dienen dann diese Unterbrechungen als Anhalt im Sinne der Bcctascensiou.
Eine Vorrichtung, die derartig unterbrochene Spuren liefert, ist zuerst auf dem Georgetown Observatory *) in Anwendung gebracht und mit dem Namen Photochronograph belegt worden. In der Foealebene des Fernrohres ist anstatt des gewöhnlichen Fadennetzes eine Glasplatte mit eingerissenen Strichen eingesetzt, gegen welche die empfindliche Platte unmittelbar angedrückt wird.
*;■ The Photochronograph and its Applications. Georgetown Coli. Obs. Publ.
Die photographischen Registnrmethoüeu.
1 tut
Eine dünne Stahllamelle liegt horizontal vor der Mitte der Nctzplatte, so dass das Licht eines durchpassirenden Sterns von der empfindlichen Platte abgeschlossen ist. Diese Lamelle steht mit dein Anker eines Elektromagneten in Verbindung, der seinerseits an den Stromkreis einer elektrischen Pendeluhr angeschlossen ist. Bei jedem Pendelschlage wird die Stahllamelle während eines Zeitraumes von (PI gehoben, so dass also alle Secunden eine Aufnahme von Secundc Expositionszeit erfolgt. Um die Secunden unterscheiden zu können, fällt der 29 te, 57 te, 58 te und- 59 te Contact aus. Zum Aufeopiren des Netzes findet eine kurze Belichtung durch das Objcctiv hindurch statt, während die Stahllamelle die Sternspur bedeckt, damit letztere nicht durch die Belichtung leidet. Die Fig. 41 stellt eine mit dem Georgetowner Photochronographen aufgenommene Sternspur dar, und zwar diejenige des Doppelsterns Castor.
1**rm
Fig. 41.
Es ist klar, dass die bewegbaren Tlieile des Apparates sehr leicht gearbeitet sein müssen, damit keine Erschütterung des Fernrohres durch die Contacte stattfindet. Einen ganz wesentlichen Vortheil in der Anwendung des Photochronographen bietet der Umstand, dass für jede Platte ohne weitere Hülfssterne aus den Distanzen der Einzelbilder der Spuren der Bogenwerth der Messschraube unmittelbar abgeleitet werden kann. Es sind nun auf der Georgetowner Sternwarte einige Anwendungen des Photochronographeu gemacht worden, und zwar zunächst zum Zwecke der Polhöhenbestimmung nach der in neuerer Zeit so allgemein in Anwendung gekommenen Bömer-lIorrebow-Talcott’schcn Methode. Das Wesen dieser Methode besteht bekanntlich darin, zwei Sterne, die in nahe gleicher, geringer Zenithdistanz kurz nacheinander nördlich und südlich culminiren, bei unveränderter Einstellung des Fernrohres allein durch Umlegen ins Gesichtsfeld zu bringen und vermittels eines Mikrometers aneinander an- zuscliliessen. Mit Hülfe feiner Libellen wird der Fehler der Verticalaxe bestimmt, und es ist nur vorausgesetzt, dass innerhalb der Beobachtung eines Sternpaares keine Veränderungen in der gegenseitigen Lage der Libellen zum Instrumente eintreten.
i;i
Seit ein er, Photographie der Gestirne.
194
I. Die Herstellung und Verwerthung von Ilinmielsaufnahmen.
Das Instrument */, mit dem der Photoohronograph in Verbindung gebracht worden ist. und welches durch Fig. 42 veranschaulicht wird, ist in seinen wesentlichen Theilen dem Chandler’schen Almukantliar nacli- gebildet. Es ruht mit vier durch die eiserne Fussplatte gebenden Schrauben .s auf einem Steinpfeiler. Die Fussplatte misst zwei englische Fuss im Quadrat. Die darauf sieb erhebende eiserne Säule £ trägt auf einem Ring einen gusseisernen Trog T von 4(1 X 1 (5 engl. Zoll Fläche und 1 :, / 4 Zoll Höhe, welcher sich um eine durch die Säule gehende verticale Axe drehen lässt. Er dient zur Aufnahme von etwa 50 Pfund Quecksilber, auf dem eine mit einem eisernen Kähmen eingefasste, den Trog fast ganz ausfallende Holzplatte II schwimmt. An seiner unteren Seite hat der Trog eine mit einem Hahn versehene Ausflussöffnung h zum Ablassen des Quecksilbers. Der Boden ist mit Cemeut ausgegossen, weil der Trog nicht aus einem einzigen Stück hergestellt ist und daher das Quecksilber sonst durch die Fugen durchdringen würde. Um die Bewegung des Quecksilbers zu mässigen, ist der Cementboden nicht geglättet, und auch die schwimmende Holzplatte ist nuten durch einen sandhaltigen Firnissüberzug rauh gemacht; ob hierdurch aber der angegebene Zweck erreicht wird, scheint sehr fraglich.
Auf der Platte sind die Lager für die Drehungsaxe des Fernrohres F befestigt. Ausserdem ist mit der Platte noch eine in der Figur nicht sichtbare Axe fest verbunden, die mit zwei an ihren äusseren Enden sitzenden, nach unten gerichteten Schneiden versehen ist. Diese liegen ganz schwach, nur um die Azimuthstellung des Fernrohres zu sichern, in zwei an dem Trog befestigten justirbaren Lagern auf. Die bereits erwähnte Fernrohraxe trägt auf der einen Seite das Fernrohr F und einen zur Klemmvorrichtung gehörigen Kreis Ä',, auf der anderen cineu eben solchen Kreis /ff 2 , dann den durch ein Gliihlämpchen beleuchtbaren Einstellungskreis E und noch weiter aussen ein verschiebbares, in der Figur nicht sichtbares Gegengewicht für das Fernrohr. Die beiden zur Klemmung dienenden Kreise K { und Iv 2 sind eiserne Scheiben von 1 Fuss Durchmesser und 1 2 Zoll Dicke. Die Klemmung geschieht durch Druck auf die Aussenseite der Kreise an zwei gegenüberliegenden Stellen mittels der Handräder R, wie in der Figur zu sehen. Dadurch kommt das Fernrohr in feste Verbindung mit der Holzplatte.
Das Objectiv hat 0 Zoll Durchmesser und 3 Fuss Brennweite. Achro- matisirt ist es für die photographisch wirksamen Strahlen. Infolge seiner
*) The Photochronograph .... siehe besonders: 0. Knopf, Der Photochronograph. Zeitschrift f. Instrumcnten-Kunde 1893, 151.
Die photographischen Registrirmethoden.
190
I. Die Herstellung und Verwendung von Himiuelsaufnalnnen.
geringen Brennweite lässt es auf der Platte die Spur eines durch das Gesichtsfeld gehenden Sternes siebenter Grüsse erkennen.
Der am Ocularende befindliche Photochronograph besteht eigentlich aus zwei solchen Apparaten, wie sie eben beschrieben sind. Es sind demnach zwei Elektromaguete vorhanden, die sich gegenüber stehen und sowohl mit, als gegen einander verschoben werden können. Jeder Elektromagnet zieht in gewissen Zeitiutervallen einen Anker an und lässt ihn dann wieder frei. Mit jedem Anker ist eine quer über das Gesichtsfeld reichende Zunge verbunden, die so gestellt wird, dass sie das Licht des Sterns bei seinem Durchgang durch das Gesichtsfeld für gewöhnlich abblendet und nur in jenen Intervallen auf die dahinter befindliche photographische Platte gelangen lässt. Die Entfernung der beiden Elektromaguete wird durch die Differenz der Zenithdistanzen der beiden Sterne bestimmt, da jede Zunge einen der beiden Sterne, die ihre Wege auf der Platte aufzeichnen sollen, auch abzublenden im Stande sein muss. Um dem Fall zu genügen, dass die von den Sternen beschriebenen Wege auf der Platte sehr nahe an einander fallen, liegt die eine Zunge etwas hinter der anderen, so dass sie sich ein wenig überdecken können.
Während bei der Anwendung des Photochronographen zu Zeitbestimmungen der Stromschluss jede Secuude auf die Dauer von 1 j 0 Se- cunde stattfindet, ist liier, wo es sich meist um schwächere Sterne handelt, die Einrichtung so getroffen, dass der Strom nur alle zwei Secunden und zwar auf die Dauer einer Secunde geschlossen wird; bei der kurzen Brennweite des Objectivs würden die Bildpunkte, wenn sie jede Secunde entworfen würden, auch zu nahe an einander fallen. Die helleren Sterne werden nur auf Bruchtheile der Secunde exponirt. Das Auslassen dreier Punkte am Ende einer Minute und eines Punktes in der Mitte sichert die bequeme Identificirung der übrigen Bildpunkte.
Zur Einstellung der Zunge auf den Stern dient ein Oc-ular <> mit total reflectirendem Prisma. Ist die Einstellung geschehen, so wird die Platte eingeschoben. Zur Verhinderung einer Lagenänderung wird sie durch Federn gegen den Tubus gedrückt.
Besondere Sorgfalt erfordert die Nivellirung der Axe. Zunächst horizontirt man den Trog durch die vier Fussschrauben, so dass das Quecksilber darin überall gleich hoch steht. Dann setzt man auf die Umdrehungsaxe des Fernrohres ein Niveau und bringt sie durch Verschieben des schon erwähnten Gegengewichtes in horizontale Stellung; wobei mau das Niveau öfter umzusetzen hallen wird. Dabei muss man Sorge tragen, dass die mit der Holzplatte fest verbundene Axe nicht mit ihren Schneiden in den auf dem Trog sitzenden Lagern ruht. Hierauf
Die photographischen Registrirmethoden.
197
werden diese Lager, welche, wie oben bereits gesagt, justirbar sind, gehoben, so dass die Schneiden anfliegen. Durch Drehen des Instruments um seine vertieale Axe überzeugt mau sich, ob die Horizontirung gelungen ist.
Hei den Beobachtungen nach der Horrebow-Talcottsehen Methode wird das Instrument nur im Meridian benutzt. Um es in diese Lage immer sofort wieder bringen zu können, ohne einen Horizontalkreis, den das Instrument auch gar nicht besitzt, nüthig zu haben, ist unten am Trog ein Anschlag A angebracht, der gegen eine mit der Säule in fester Verbindung stehende Schraube stösst.
Die Beobachtungen werden so angcstellt, dass man zunächst die beiden Zungen des Photochronographen in eine der Differenz der Zenithdistanzen der beiden Sterne entsprechende Entfernung von einander bringt. Das Fernrohr stellt man mit Hülfe des Yerticalkreises auf die mittlere Zenithdistanz der beiden Sterne ein, zuerst natürlich nach der Seite hin, auf welcher der zuerst c-ulminirende Stern steht. Hat man diesen durch das Ocular am Rande des Gesichtsfeldes erscheinen sehen, so verschiebt inan die beiden Elektromagnete des Photochronographen so weit, dass der Stern von der einen Zunge verdeckt oder nicht verdeckt wird, je nachdem der Stromkreis geschlossen oder offen ist. Dann schiebt man die photographische Platte ein und lässt nun eine in den Stromkreis eingeschaltete Uhr die regelmässige Folge von Stromschluss und -Unterbrechung bewirken. Hat der Stern in einer bis zwei Minuten das Gesichtsfeld durchlaufen, so dreht man das Instrument um seine Verticalaxe um ISO 0 herum, worauf der zweite Stern sich in derselben Weise auf der Platte abbilden wird.
Der Abstand der beiden Punktreihen auf der Platte giebt die Differenz der Zenithdistanzen und ist mit einem Mikrometer unter dem Mikroskop auszumessen. Fügt man die Hälfte dieser Differenz zu dem Mittel der Deelinationen der beiden Sterne, so erhält man die gesuchte Polhöhe des Beohachtungsortes.
Soweit man aus den Resultaten weniger Beobachtungsabende schliessen kann, scheint die mit dem Georgetowner Instrumente zu erreichende Genauigkeit eine recht befriedigende zu sein, doch hat sich auch eine vorher zu erwartende starke Fehlerquelle gezeigt, die in schwingenden Bewegungen des schwimmenden Theils des Instrumentes ihren Grund hat; es hat sich als nothwendig erwiesen, mindestens drei Minuten nach der letzten Berührung zu warten, bis mit der Registrirung des Durchgangs begonnen werden kann.
Eine zweite Methode der Breitenhestimmung ohne die Hülfe von Libellen ist durch die Benutzung reflectirter Bilder von einer Quecksilber-
198
I. Die Herstellung und Verwertliung von Ilimmelsaufnahmen.
oberHäche gegeben und auf der Georgetownsternwarte in Anwendung gekommen. Die Constructiou eines entsprechenden Instrumentes, olme Chronographen, ist alter schon einige Jahre früher von Kapteyn*) publicirt worden und soll deshalb zuerst liier besprochen werden.
Das Instrument besteht zunächst aus einem Objective AÄ, dessen optische Axe sehr nahe vertical ist, einem Quecksilberhorizonte BB, der
in einer etwas grösseren Distanz als die halbe Focallänge unter dem Objective aufgestellt ist, und einer empfindlichen Platte BP, genau in der Focalcbcne der redeetirten Strahlen des Objectivs. Das Bild des Sternes A entsteht also im Punkte S. Das Ohjectiv muss mit der mit ihm fest verbundenen Platte um eine nahezu verticale Axe drehbar sein, damit je eine Aufnahme mit um 180° verschiedenen Lagen des Objectivs von jedem der
P beiden Zenithsterne gemacht werden kann. Zur
Bestimmung des Bogenwerthcs soll ein dritter, etwas weiter entfernter Stern benutzt werden. Bei Zenithdistanzen, die 1° nicht übersteigen, ist die nothwendige Correction wegen der Aenderung der Neigung des Objectivs beim Umlegen einfach gegeben durch
h
wobei h die Distanz der empfindlichen Schicht
Snectyi&cn.
vom zweiten Hauptpunkte des Objectivs, F die
Brennweite und i die Neigungsänderung be-
Fig. 43.
deuten.
Das auf der Georgetowner Sternwarte**) von Algue S. J. construirte Zenithteleskop, Fig. 41, weicht wesentlich von dem Kapteyn’sehen Principe ab. Es ist ähnlich wie ein Passageninstrument gebaut, jedoch ist das Fernrohr li an beiden Enden völlig symmetrisch und mit zwei Ob- jectiven von 10.5 cm Oetfnung und 64 cm Brennweite versehen. Zur Verminderung der Biegung gehen vom Cubus je vier Arme [a) nach den Ohjectivenden hin. Bei h sind Handhaben zur Bewegung des Fernrohrs angebracht. Das Fernrohr ruht auf einem justirbaren eisernen
*) Astr. Nachr. 125, 81.
**) The Photochronograph . . . siehe besonders: 0. Knopf, Photochronograph.
Zeitschrift für Instrumentenkunde 1891.
Die photographischen Kegistrirmethoden.
199
I. Die Herstellung: und Verwerthung von Ilimmelsaufnahmen.
2ll(l
Gestelle T. K ist der Einstellungskreis mul wird durch das (Tllililämj>- chen g beleuchtet. Unterhalb des Fernrohrs befindet sich der 2 in lange und 18 cm breite Quecksilberborizont. Er muss eine gegen Erschütterung durchaus gesicherte Aufstellung besitzen und möglichst tief unter dem Fernrohr liegen, damit selbst noch nahe dem Zenith culminirende Sterne darin reflectirt und auch durch das volle Objectiv auf der photographischen Platte abgebildet werden.
In der gemeinsamen Brennebene der beiden Objcctive befindet sich die lichtempfindliche Schicht der photographischen Platte. Letztere wird durch Federn fest gegen eine Glasplatte gedrückt, wobei die empfindliche Schicht dieser zugewandt ist, so dass die von den Objectiven kommenden Strahlen jedesmal erst eine Glasplatte zu durchdringen haben, ehe sie die lichtempfindliche Schicht treffen. Durch die Brechung, welche die Strahlen beim Eintritt in die Glasplatte erleiden, kommt eine Verzerrung der Bilder zu Stande. Da es sich aber nur um kleine Einfallswinkel handelt, so kann, wie sich unschwer zeigen lässt, diese Verzerrung als in einer Verjüngung des Massstabes des Bildes bestehend betrachtet werden, die dem Abstand der betreifenden Stelle vom Brennpunkt proportional ist. Für die Ausmessung entsteht dadurch jedoch keine besondere Schwierigkeit, da der Massstab, wie wir nachher sehen werden, erst empirisch aus der Platte bestimmt wird.
Die nur durch Correctionsschräubchen innerhalb gewisser Grenzen verstellbare Glasplatte, gegen welche die photographische Platte gedrückt wird, hat auf ihrer inneren, der empfindlichen Schicht zugewandten Seite zwei senkrecht zu einander stehende, mit Diamant eingerissene Striche, welche nach Schluss der Aufnahme durch kurzes Vorhalten einer llaud- lampe vor das Objectiv auf das Bild photographirt werden und daselbst die Richtung des Meridians und Parallelkreises angeben sollen.
Mit einigen Umständen ist die Justirung des Instruments verknüpft, llat man nach einer Bestimmung der Brennweiten der Objective die letzteren in die richtige Entfernung von einander gebracht, so dass beider Brennebenen, zusammenfallen, so bandelt es sich darum, den Collimations- feliler des Instrumentes zu beseitigen, d. h. die als Collimatiousaxe zu bezeichnende Verbindungslinie der beiden Objectivmittelpuukte in senkrechte Lage zur Fernrohraxe zu bringen.
Zunächst richtet man das eine Objectiv, das andere ganz unberücksichtigt lassend, auf ein irdisches Object und stellt das Bild desselben, welches man auf einer in die Focalebene gebrachten, matt geschliffenen Glasscheibe auffängt, durch Drehen des Instrumentes im Azimuth auf den verticalen Strich ein, legt dann das Fernrohr um und sieht zu, ob das Bild noch gut auf dem Strich einsteht. Ist dies durch Verschiebung
Die photographischen Registrirmethoden.
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der Strichplatte erreicht, so dreht man das Fernrohr um seine Axe, bis das zweite Objectiv auf jenen terrestrischen Gegenstand gerichtet ist. Fällt das Bild nicht auf den verticalen Strich, so verschiebt man das zweite Objectiv mittels der zu diesem Zweck am Objectivkopf angebrachten Schrauben r so weit nach der Seite, bis das Zusammenfallen bewirkt ist.
Auf diese Weise wird die horizontale Collimation beseitigt; der Schnittpunkt der Collimationsaxe mit der Ebene des Strichkreuzes weicht vom Mittelpunkt des letzteren in horizontaler Richtung jetzt nicht mehr ab.
Um auch die verticale Collimation wegzubringen, stellt man das Fernrohr wieder auf ein irdisches Object ein, so dass das Bild auf den horizontalen Strich der Strichplatte fällt, dreht es dann um 180° herum und sieht, ob der Strich wiederum einsteht.
Ist es nicht der Fall, so kann man den im übrigen ziemlich unschädlichen Fehler entweder durch eine Verschiebung der Strichplatte oder durch eine Verschiebung des zweiten Objectivs wegschaffen.
Hinsichtlich der Neigung und des Azimuthes ist die Justi- rung dieselbe wie bei anderen Durchgangsinstrumenten.
In beistehender Skizze (Fig. 45) ist Z das Zenith, S der südliche, A der nördliche Stern im Meridian. ZO ist die mittlere Zenithdistanz der Sterne. Die beiden Objective sind mit A und B bezeichnet, PP t ist die lichtemptindliche Schicht der photographischen Platte, QQ t der Quecksilberspiegel. Der nördliche Stern wird direct, der südliche nach der Reflexion im Quecksilberspiegel photographirt. Ist der Collimationsfehler vollständig beseitigt, so fällt die Mitte des Strichkreuzes auf 7V n und s sind die Bilder des nördlichen und des südlichen Sternes bei ihrem Durchgang durch den Meridian. Wie ein Blick auf die Figur lehrt, fallen die Spuren des nördlich und südlich vom Zenith culminirenden Sterns auf dieselbe Seite von der Collimationsaxe. Die Differenz der Zenithabstände der beiden Sterne ist demnach gleich der Summe der Abstände der beiden
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I. Die Herstellung und Yerwerthung von llimmelsaufnahmen.
Sternspuren von dem Schnittpunkt der Collimationsaxe und der Brennebene, also gleich P n n + P n s, und nicht, wie es bei dem früher besprochenen Instrumente der Fall war, gleich dem Abstand der beiden Sternspuren von einander selbst. Will man daher ans einem einzigen Sternpaar die Polhöhe ableiten, so muss man die Lage jenes Schnittpunktes i', genau kennen. Man bedarf dieser Keuntniss aber nicht, wenn man noch ein zweites Sternpaar auf dieselbe Platte photograpliirt, nachdem man das Fernrohr entweder um seine Axe herumgedreht hat, so dass das bisher untere Objcctiv zum oberen wird und umgekehrt, oder nachdem mau es umgelegt hat.
Aus den Durchgängen zweier Sternpaare kann man auch den verti- calen Collimationsfehler seinem Werthe nach bestimmen, und es empfiehlt sich, dies zu thun, um durch seine Berücksichtigung auch Durchgänge nur eines Paares, wenn das zweite Paar nicht erhalten wurde, zur Ableitung der Polhöhe benutzen zu können.
Damit endlich das Resultat nicht von der Biegung des Rohres beeinflusst werde, muss man dieselben zwei Sternpaare an zwei verschiedenen Abenden einstellen und jeden der Sterne einmal direct und einmal reflectirt photographiren. Das Mittel aus diesen Eiuzelbe- stimmuugen ist frei von einer Correction wegen Biegung. Andrerseits kann man auch aus den Durchgängen mehrerer Sternpaare von verschiedener Zenithdistanz in verschiedenen Nächten den Biegungscoefficienten des Fernrohres bestimmen. Bei dem Georgetowner Instrument war für die Zenithdistanzen, innerhalb deren das Instrument gebraucht wurde, keine Biegung des Rohres bemerkbar.
Der Massstab für die Ausmessung des Bildes wird, wie schon bemerkt, gewonnen mit Hülfe des Photochronographen, der hier eine etwas andere Coustruction hat. Er besteht aus einem mit einer Uhr in Verbindung stehenden Elektromagneten E (Fig. 44), welcher bei dem alle Secundeu erfolgenden Stromschluss zwei mit sectorfönnigen Ausschnitten versehene, 14 cm im Durchmesser haltende und 25 mm von einander entfernt auf derselben Axe sitzende Kreisscheiben M jedesmal um ein Stück weiter treibt, so dass bald eine Oetfnung, bald ein Feld in den Strahlengang tritt und so dem Licht der beiden Sterne der Weg zur photographischen Platte bald geöffnet, bald versperrt wird. Je nach der Lichtstärke der Sterne wendet man Scheiben mit mehr oder weniger vielen sectorfönnigen Oeftnungeu an. Die Axe der beiden Scheiben steht natürlich senkrecht zur Brennebene und liegt in der Verlängerung des verticalen, der Glasplatte eingeritzten Striches.
Welchem der zur Anwendung der llorrebow-Talcott’schen Methode dienenden Instrumente der Vorzug zu geben ist, lässt sicli vielleicht
Die photographischen Registrinnethodeu.
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kaum definitiv entscheiden. Das in Rede stellende hat den Vorzug, dass es während des Durchganges eines Sternpaares nicht berührt zu werden braucht; freilich ist behufs Elimination des Collimationsfehlers die Aufnahme zweier Sternpaare nötliig. Ein weiterer Vorzug besteht darin, dass zwischen den Durchgängen der beiden Sterne kein Zeitintervall, wie es für die Umlegung eines Instrumentes erforderlich ist, liegen muss, und dass endlich hei gewissen Lagen der Sterne die Mikrometerschraube nur auf eine kurze Strecke beansprucht wird. Einen Nacktheit könnte man darin erblicken, dass Sterne, die sehr nahe dem Zenith culminireu, von der Benutzung ausgeschlossen sind; doch brauchten bei dem George- towner Instrument die Sterne nur 3° vom Zenith abzustehen, wenn das untere Objectiv mit seiner ganzen Oeffnung zur Geltung kommen sollte. Bedenklicher ist wohl der Umstand, dass der Biegung des Rohres besondere Aufmerksamkeit zugewandt werden muss, da bei Vernachlässigung derselben nicht wie bei den während der Beobachtung umzulegenden Instrumenten die Differenz der in beiden Lagen statthabenden Biegungen, sondern die Summe der Biegungen der beiden Bohrhälften das Resultat verfälschen würde.
Die bisher mit dem Instrument gemachten Erfahrungen sind durchaus befriedigend.
Während sich die bisher besprochenen Instrumente durch besondere Constructionen auszeiclmen, hat Marcuse*; den Vorschlag gemacht, mit ganz unwesentlichen Aenderungen die für optische Beobachtungen benutzte Einrichtung beizubehalten und nur das Ocular durch eine Cassette zu ersetzen. Das Umlegen erfolgt also um eine nahe vertic-ale Axe, und die Abweichung von der Verticaleu wird in üblicher Weise durch Niveaus bestimmt. Erst längere Beobachtungsreihen werden entscheiden können, welcher Methode der Vorzug eingeräumt werden muss; die Verwerfung des »Photochronographen« ist jedenfalls eher ein Rückschritt als eine Verbesserung, da sich auf die Punkte zweifellos besser, vor allen Dingen unbefangener, einstellen lässt als auf die contiiiuirlichen Spuren.
Der Hauptzweck bei der Anwendung der Photographie auf Ortsbestimmungen ist der gewesen, vermehrte Genauigkeit zu erlangen; ob dieser Zweck thatsäehlich durch die angegebenen Methoden zu erreichen ist, muss vorläufig noch dahingestellt bleiben.
* V. .r. S. i 7, 30S.
201
1. Die Herstellung und Verwertlmug von Ilimmelsaufnahmen.
Anders liegt die Sache bei einem von Schnauder*; gemachten Vorschläge, die Photographie bei rohen Ortsbestimmungen, speciell für Breitenbestimmungen auf Reisen, zu verwenden. Hierbei soll die Genauigkeit gegenüber den bisherigen Methoden nicht vermehrt werden, vielmehr soll erreicht werden, dass die Ortsbestimmungen von astronomisch nicht vorgebildeten Leuten ausgeftihrt werden können, und dies ausserdem mit viel weniger diffieilen Apparaten und in beträchtlich kürzerer Zeit. Als einfachste Vorrichtung hierzu empfiehlt sich eine kleine Camera, die auf einer nahe verticalen Axe, mit Anschlägen drehbar, montirt ist. Als Ob- jectiv kann eine gewöhnliche Portraitlinse mit grossem Gesichtsfelde dienen, welche gegen das Zenith gerichtet ist. An der Camera sind zwei aufeinander senkrecht stehende Niveaus angebracht, zu deren azimuthaler Orieutirung ein Compass oder eine Visur auf den Polarstern genügt. Es werden nun in zwei um 180° verschiedenen Lagen der Camera zwei Aufnahmen — behufs Vereinfachung der Rechnung drei Aufnahmen in der Hei heufolge 0°, 180", 0° — gemacht, welche bei dem grossen Bildfelde der gewöhnlichen photographischen Objective unter allen Umständen von mehreren Sternen die Spuren abbilden. Die Ausmessung der Distanzen der Spuren liefert nun später in Verbindung mit dem während der Aufnahmen ausgeführten Nivellement die scheinbaren Zenithdistanzen der Sterne und damit die geographische Breite des Beobachtungsortes. Auch für Längenbestimmungen liesse sich das Instrument verwerthen, doch müssten auf anderem Wege erhaltene genauere Zeitbestimmungen damit verbunden werden, oder es muss der Mond mit aufgenommen werden. Die Bestimmung der geographischen Länge durch Monddistanzen von helleren Sternen ist ebenfalls auf photographischem Wege ausführbar. Der erste Versuch dieser Art ist wohl von Runge**), der in einer gewöhnlichen feststehenden photographischen Camera zuerst ein Bild des Mondes aufnahm und eine Stunde später das Sternbild des Löwen, nachdem dieses in das Gesichtsfeld der inzwischen verschlossen gewesenen Camera gelangt war. Ein Nachtheil dieser Methode liegt einmal in der nicht controllir- baren Voraussetzung der absoluten Unveränderlichkeit der Stellung der Camera in der Zwischenzeit und besonders in der Unschärfe der Mond- räuder wegen der Bewegung des Mondes und seiner grossen Helligkeit.
Dieser letztere Uebelstand haftet in noch viel höherem Masse einer von Schlichter***) vorgeschlagenen Methode an. der Mond und Sterne
*] Nach gefälliger privater Mittheilung.
** Ueber die Bestimmung der Länge auf photogr. Wege. Zeitschr. f. Vermessung XXII.
*** Eine neue Präcisiousmethode zur Bestimmung geogr. Längen auf dem festen Lande. Verb. d. 10. Deutschen Reographentages. Berlin 1803.
Die photographischen Registrirmethoden.
200
gleichzeitig photographirt bei solcher Stellung der Camera, dass sich der Mittelpunkt der Platte möglichst in der Mitte zwischen Mond und den betreffenden Sternen befindet. Auf dieselbe Platte werden dann noch zwei bekannte Fixsterne von nahe derselben Distanz in symmetrischer .Lage aufgenommen, welche den Winkelwertli für die Monddistanzen liefern. Da der gleichzeitigen Aufnahme der Fixsterne wegen länger exponirt. werden muss, so wird das Bild des bewegten Mondes ganz unscharf und zu einigermassen genauen Messungen ungeeignet.
Eine wesentliche Verbesserung in die photographische Methode der Mouddistanzmessuugcn hat Koppe*) durch die Elimination des stets unscharfen Moudbildes eingeführt. Es lässt sich hierzu jedes um 180° umlegbare photographische Instrument benutzen, sofern dasselbe mit einem Halteferurohr versehen ist. Koppe selbst hat hierzu seinen zu anderen Zwecken construirtcn Phototheodoliten mit Vortheil benutzt. Mau stellt das Fernrohr so auf den Mond und den zu vergleichenden Stern ein, dass der eine Faden des drehbaren Fadenkreuzes durch Mondmitte und Stern gebt, während der andere Faden den Mondrand berührt und mittels der Feinbewegung für die Dauer der Expositionszeit — 20" bis 30“ — in Berührung gehalten wird. Dann wird das Fernrohr mit der Camera um 180° durchgeschlagen, in gleicher Weise eingestellt und eine zweite Aufnahme gemacht. Man erhält dadurch zwei Bilder in einer geraden Linie, die Mondbilder berühren sich, während die Sterne um das Doppelte der Monddistanz von einander entfernt sind. Gemessen werden nur die Sterne, die unscharfen Mondbilder fallen also heraus. Auch hier werden zur Ermittelung des Bogenwerthes zwei bekannte Fixsterne mit aufgenommen.
Das Halten des Mondrandes lässt sich während der verhältnissmässig kurzen Expositionszeiteu nach einiger Hebung unschwer ausführen; immerhin sind durch die unvermeidlichen Schwankungen und durch die Eigeu- bewegung des Mondes die resultirendeu Sternbilder nicht ganz rund und symmetrisch. Trotzdem ist die zu erreichende Genauigkeit eine recht hohe, wie Koppe an einem Beispiele gezeigt hat. Das Mittel der Monddistanzen gegen cc Virginis aus vier Platten mit je drei Aufnahmen zeigte gegen die berechnete Monddistauz eine Abweichung von nur l'.'-i, entsprechend einem Fehler von 2:8 in der Länge. Damit ist die Brauchbarkeit der Methode für Längenbestimmungen auf lleisen erwiesen. Wenn der betreffende Beobachter auch nicht gerade astronomisch vorgebildet zu sein braucht, so ist eine genauere Kenntniss in der Hand-
*) Koppe, C. Photogrammetrie und internationale Wolkenmessuug. Braunschweig lS9ö. Pag. 3(i.
I. Die Herstellung und Verwerthung von Ilimmelsaufnahmen.
2(16
liabung des Pliototlieodoliteu und eine specielle Einübung im Halten doch erforderlich.
Eine genaue Beschreibung und Abbildung des Koppe’schen Phototheodoliten befindet sich in der oben citirten Abhandlung.
Auf pag. 99 ff. habe ich eine Methode angegeben, vermittels welcher es möglich ist, ein parallaktisch montirtes Fernrohr mit einem hohen Grade von Genauigkeit justiren zu können, viel genauer, als dies unter Benutzung der Einstellungskreise möglich ist.
Bambaut*) hat diese Methode dahin erweitert, die infolge der Aufstellungsfehler entstehenden Abweichungen eines Sterns vom Decli-
nationsfadeu photographisch zu registriren und durch die nachträgliche Ausmessung die Grösse der Justirungsfehler zu bestimmen. Es werden zu diesem Zwecke zwei Aufnahmen mit einer Zwischenzeit von 15 bis 30 Minuten auf derselben Platte angefertigt, während inzwischen die Fortführung des Fernrohres allein durch das Uhrwerk erfolgt ist. Es möge zunächst angenommen werden, dass die Justirung bereits auf einige Bogenminuten stimmt, und dass das Uhrwerk genau nach Sternzeit geht. Dann sei (Fig. 46) P der Himmelspol, PS der Meridian nach Süden hin, Z der Zenith, P' der Instrumeuteupol, K der Punkt am Himmel, auf welchen die Declimitions- axe zeigt, und 0 der Punkt, auf den das Fernrohr gerichtet ist.
Es sei nun t-„ die Ablesung des Stundenkreises, wenn sich K auf dem grössten Kreise PP' befindet, und t die Ablesung, wenn das Fernrohr auf 0, westlich vom Meridian, gerichtet ist. Ferner werde bezeichnet der Bogen ZP' mit £, Winkel SPP' mit h, Winkel SPO mit 0, Winkel KPR mit r. Dann ist der Winkel KP'P — t — t 0 , und es ergiebt sich aus dem Dreiecke KPP'
sin 1) = sin i cos /. -f- cos i sin /. cos (t — t 0 ), sin r cos D = cos i sin (t — f 0 ),
*) M. N. 54, 85.
Die photographischen Registrirmetlioden.
207
oder genähert:
D = i -4- 7. cos ( t — L)
m
' J T =t—t 0 .
fl ist also der Stundemvinkel des Fernrohrs. Man bezeichne ferner mit ä die wahre und mit ö' die instrumentale Declinatiou des Punktes 0; dann ist A also constant fiir die Dauer der Aufnahmen. Bildet nun die optische Axe des Fernrohrs den Winkel 90° — c mit der Declinationsaxe, also KO = 90° — c , so ist
sin c = sin 1) sin 8 + cos D cos 8 cos (w + fl — r — fl), oder c = D sin 8 + cos 8 sin + fl — fl — •
Befindet sich der zu beobachtende Stern nicht ganz nahe am Pol,
7t
so ist t -\- li — fl — — ein kleiner Winkel, also
fl = r 4- fl-^ — c sec 8 + 1) tg 8 ,
oder in (1) eingesetzt:
(2) fl — t — — fl, + h — y — c sec 8 + i tg ()' + /. tg 8 cos [t — t 0 ) , also
d (fl — 1) = — /. tg d sin (/— t ü )dt — [c sec 8 tg 8 + i sec' 2 8 + Ä sec 2 <5 cos ( t— f n ) ] d 8. Aus dem Dreieck PP'O folgt:
sin 8' = sin 8 cos 7. + cos 8 sin 7. cos (fl — fl) = sin d + 7. cos <5 cos (fl — fl.). Nach (2) ist aber genähert
Y — A — fl = t — t 0 , also
sin d' — sin 8 = 7. cos 8 sin (t — 1 0 ; oder 8 - ---- 8' — 7. sin (t — 7 0 ), also dö = — 7. cos [t — t„) dt.
Bezeichnet man mit cp die Breite, so ist
cos C = sin dt ist, d. h. wenn das Uhrwerk vorgeht. Die zweite Aufnahme wird also auf die folgende Seite der ersten fallen, oder V muss nach der folgenden Dichtung positiv gerechnet werden.
4) F ist positiv (aus der zweiten der Gleichungen [4]), wenn das zweite Bild südlich vom ersten liegt.
Die an die gemessenen X und F anzubringenden Correctionen wegen Kefraction sind
^ cos (/ (cos Ö cos cos t), 2 206265
für F:
i
Die photographischen Registrirmetlioden.
209
Kanu man sich auf den Gang - des Uhrwerks in der Zwischenzeit nicht verlassen, so darf man nur auf die Abweichungen in Declination Rücksicht nehmen, d. h. mau muss auf die von mir pag. 100 gegebene Regel zurückgehen und zur Bestimmung des Fehlers im Azimuth einen
Stern im Meridian nehmen (A — — ^ secr p) und zur Ermittelung
des Fehlers in Höhe einen Stern im Stundenwinkel 6 h , wo k =
Y 206265 15 dt
ist. Dieser letztere Fall wird im allgemeinen der häutigere sein.
Sch ein er, Photographie der Gestirne.
14
II. Theil.
Die photographische Photometrie und die Entstehung der photographischen Bilder.
Seit der ersten Anwendung der Photographie auf die Aufnahme des gestirnten Himmels ist es bekannt, dass sicli die Sterne als Scheibchen abbihlen, deren Durchmesser sowohl mit der Helligkeit der Sterne als auch mit der Dauer der Exposition zunimmt. Man kann daher auf den photographischen Platten die Helligkeitsunterschiede der Sterne mit derselben Leichtigkeit erkennen wie bei der directeu Betrachtung; man kann aber auch diese Helligkeitsunterschiede auf der Platte messen, und damit ist für die cölestische Photometrie eine neue Methode gegeben, die sich von der optischen in einem principielleu Punkte so wesentlich unterscheidet, dass zwischen beiden eigentlich gar keine Aehnlielikeit besteht. Jede optisch-photometrische Methode beruht in letzter Beziehung auf der Beurtheiluug von Intensitätsunterschieden, ganz gleichgültig, wie der messende Apparat beschaffen ist, und der Beurtheilungsgenauigkeit ist eine Grenze gesetzt, die in physiologischen Eigenthiimlichkeiten des Auges ihre Ursache hat, und die durch keinen Apparat erweitert werden kann. Es ist bekannt, dass das menschliche Auge Intensitätsunterschiede, die unter 1% der Intensität liegen, nicht mehr wahrnehmen kann.
Bei der photographischen Methode*; werden die Intensitätsunterschiede in Längendift'erenzen umgewandelt, deren exacter Bestimmung durch physiologische Eigenthiimlichkeiten keine Grenze gesetzt ist, sondern nur durch die Unvollkommenheiten der Methode und der Apparate, deren immer weiterer Verbesserung aber princ-ipiell nichts im Wege steht. Das ist meines Erachtens ein ganz enormer Vorzug der photographischen Methode vor der optischen, der bisher entschieden nicht genügend gewürdigt worden ist.
*i Scheiner, Astr. Nachr. 121, 49.
II. Die pliotograph. Photometrie u. die Entstellung photograph. Bilder. 21 I
Die Frage nach der Ursache der Verbreiterung der photographischen Sternscheibchen hängt so innig mit der Ermittelung der physikalischen Beziehungen zwischen den Durchmessern der Scheibchen und der Intensität und Expositionszeit zusammen, dass ihre Lösung auch vereint mit letzterer behandelt werden muss.
Die photographische Verbreiterung oder Ausbreitung stark belichteter Stellen der Platten über die Belichtungsgrenze hinüber zeigt sich übrigens nicht nur bei Sternaufnahmen, sondern bei allen contrastreichen Photographien; man bezeichnete diese Ausbreitung früher als »photographische« oder »chemische« Irradiation und glaubte, dass sie auf einer Ausbreitung der chemischen Vorgänge innerhalb der empfindlichen Schicht durch Contact beruhe, dass sie also einen ähnlichen Vorgang darstolle, wie die Ausbreitung der chemischen Vereinigung oder Trennung innerhalb eines explosiven Gemisches, welche an einer Stelle eingeleitet worden ist.
Der erste, der sich genauer mit der Frage nach der Ausbreitung der Sternscheibchen beschäftigt hat, war G. P. Bond*), Cambridge, dessen Untersuchungen hierüber im Jahre 1857 begonnen haben; es ist charakteristisch, wie genau Bond bereits damals die Eigentümlichkeiten des Vorganges erforscht hat, und wie er die Vortheile der photographischphotometrischen Methode erkannt hat, soweit dies nach dem damaligen Stande der physikalischen Kenutniss überhaupt möglich war: »Photographien von Sternen ungleicher Helligkeit bieten deutliche Unterschiede in Gestalt und Intensität dar, wenn ihre mit gleicher Expositionszeit erhaltenen Bilder mit einander verglichen werden; es drängt sich sofort die Möglichkeit auf, sie nach einer Scala ihrer photographischen oder chemischen Grössen zu ordnen, welche analog der gewöhnlichen optischen Scala ist, sich aber von ihr wesentlich durch die Thatsache unterscheidet, dass sie auf wirkliche Messungen gegründet werden kann, gegenüber den vagen und ungewissen Schätzungen, auf welche sich die Astronomen bisher beschränkt haben, um die relative Helligkeit der Sterne in Zahlen auszudrücken. In drei Besonderheiten wird das vorgeschlagene System einen fraglosen Vortheil über das gewöhnlich benutzte haben, vorausgesetzt, dass die chemische Wirkung des Sternenlichtes kräftig genug ist, um genaue Bestimmungen seines Betrages zu geben. Es wird weniger zugänglich für individuelle Eigenthümlichkeiten unseres Gesichtssinnes sein. Es wird weniger Raum sein für Unterschiede zwischen verschiedenen Beobachtern oder für schlechte Uebereinstimmungen zwischen den Resultaten ein- und desselben Beobachters zu verschiedenen Zeiten, in Beziehung auf das Intensitäts-Verhältnis der verschiedenen Grössenclassen
* G. P. Bond. Stellar Photography. Astr. Nachr. 49, 81.
212
11. Die photographische Photometrie
untereinander. — Schliesslich wird es vollkommen die grösste der dem Problem entgegenstehende Schwierigkeit überwinden — die Vergleichung der Sterne verschiedener Farbe.«
Die Beschreibung des Aussehens der Platten unter dem Mikroskope, welche Bond giebt, befindet sich in so völliger 1 Übereinstimmung mit derjenigen, welche man von den jetzigen Gelatineplatten geben kann — Bond hat nasse Collodiumplatten benutzt —, dass dieselbe auch heute noch unverändert gültig ist:
»Die ganze Oberfläche dieser Platten erscheint unter dem Mikroskope mit unzähligen undurchsichtigen Partikeln übersäet, von unregelmässiger Begrenzung und von gleichem Aussehen, gleichgültig, ob sie durch ihre Vereinigung das Bild eines Sterns liefern, oder ob sie bloss den Untergrund darstellen, auf welchen die Sterne projicirt sind. Obgleich die Durchmesser dieser Partikel sehr stark bei verschiedenen Platten variiren, wahrscheinlich infolge unbeabsichtigter Veränderungen der chemischen Entwickelung, bleibt doch ihre mittlere Grösse auf allen Theilen derselben Platte nahe dieselbe. Wenn sie ein Sternscheibchen bilden, zeigt in ihrem allgemeinen Aussehen nichts die Helligkeit oder Lichtschwäche des Objects an als das einzige Charaktcristicum, dass, je heller der Stern ist, um so grösser die Menge des Niederschlages wird, und zwar erkennbar durch die vermehrte Zahl der Theilchen innerhalb eines gegebenen Areals.
Eine bemerkenswerthe Eigentlntmlichkeit zeigt sich übrigens bei der Entstehung des Bildes, dass nämlich eine gewisse bestimmte Expositionszeit, welche von der Helligkeit des Sterns allhängt, erforderlich ist, che irgend eine Spur von Lichtwirkung entdeckt werden kann. Unmittelbar nachher wird das Bild dadurch plötzlich erzeugt, dass 10 bis 20 Partikel innerhalb eines Areals von etwa 1" Durchmesser sich vereinigen. Ihre Zahl wächst dann sehr schnell, und schliesslich berühren sie einander und überdecken sich, während sich die Grenzen des Bildes nach allen Seiten ausbreiten, ein immer grösser werdendes Areal einschliesseu, in der Mitte dichter, nach den Bändern diffuser werdend.«
In Betreff der Ursache der Lichtausbreitung hat Bond folgende Ansicht: »Die Erklärung für die Ausbreitung der Lichtwirkung, welche durch die Messungen angezeigt wird, ist etwas dunkel. Wenn sie durch Lichtzerstreuung in Folge der Unvollkommheiten des Objectivs verursacht wäre, müsste sie durch Verminderung der Oeffnung gehemmt werden; aber oft entstehen ähnliche Bilder bei verschieden grossen Oeffuungen, sofern man die Aenderung der Lichtmenge hierbei in Rechnung zieht. Es ist aber sehr wahrscheinlich, dass atmosphärische Störungen zum Tkeil die Erscheinung verursachen.« Fig. 47 zeigt den Anblick eines stark verbrei-
und die Entstellung photographischer Bilder.
•213
terten Sternscheibchens bei starker Vergrösserung. Die in der Mitte gelegene Aufhellung rührt von der bereits eingetretenen Solarisation her.
Aus einer grösseren Zahl von Durchmesserbcstimmungen von Sternscheibchen bei verschiedenen Expositionszeiten leitet Bond folgende Sätze ah, von denen der erste natürlich nur für das nasse Collodiumverfahren Bedeutung hat.
Fig. 47.
I , Die Empfindlichkeit der Platten wird gegen das Ende der Exposition hin grösser.
2) Das erste Bild des Sterns erscheint plötzlich, und folglich kann der Moment des Erscheinens sehr genau festgelegt werden.
3) Der Flächeninhalt der Bilder wächst proportional mit der Expositionszeit.
Aus Nr. 3 leitet Boud unter der Annahme, dass Expositionszeit und Lichtintensität umgekehrt proportional verlaufen, ah:
4) Die Classification der Sterne nach ihren photographischen Lichtstärken kann vermittels der Formel erfolgen
Pt+Q = y\
in welcher t die Expositionszeit, ?/ den Durchmesser des Scheibchens,
2)4
II. Die photographische Photometrie
nud ]’ und Q zwei Constanten bedeuten, welche für jede Platte gesondert bestimmt werden müssen.
Die übrigen Untersuchungen Bonds, welche auf dem photometrisch unrichtigen Principe der Objectivabblendung beruhen, mögen liier übergangen werden.
Beinahe dreissig Jahre waren seit den Untersuchungen Bonds verflossen, in denen dieselben wohl ziemlich der Vergessenheit anheimgefallen gewesen sind, bis im Jahre 1886 die Frage der photographischen Photometrie durch Piekering*) neu angeregt worden ist. Bezeichnet man mit
a die Oeffnung des Objectivs,
/' die Focallänge desselben,
t den Betrag des durch die Linse durchgelassenen Lichtes, d den Durchmesser des kleiustmüglichen photographischen Bildes des schwächsten Sterns, welcher noch ein Bild erzeugt. in die Grösse eines solchen Sterns,
I das Verhältniss des von einem solchen Stern ausgesandten Lichtes zu dem eines Sterns von der Grösse l),
T die Expositionszeit,
s die Empfindlichkeit der Platte, gemessen durch die Liclitmeuge, welche erforderlich ist, um die schwächste photographische Wirkung zu erzeugen, so ist nach Pickering:
Mi = — 2.5 dg A -f- 2 lg d -|- lg ,s- — 2 lg a — lg t — lg T). Pickering nimmt hierbei an, dass / proportional d 1 und * ist, und
(J 'l 9
umgekehrt proportional ct l und / und auch T: dann ist I = A , , wo
" a-tl
A eine Constaute bedeutet.
Pickering deutet selbst an, dass diese Formel keinen praktischen Werth besitzt, besonders weil d nur sehr unsicher zu bestimmen ist. Die Grösse von d hängt für ein gegebenes Instrument ab zunächst von der Luftunruhe; eine Vergleichung der d bei verschiedenen Instrumenten aus den optischen Constanten derselben ist gar nicht möglich. Auch einige andere Voraussetzungen in der Formel sind nicht richtig oder wenigstens melit bewiesen.
Die grossen Fortschritte in der Fixsternaufnahme, welche durch die Verwendung der äusserst empfindlichen Bromsilberplatten und durch das
*) E. C. Pickering. An Investigation in Stellar Pliotography. Memoirs of tlie Ainer. Acad. 11, 179.
nnd die Entstehung photographisclier Bilder.
•215
Instrument der Gebrüder Henry in Paris herbcigefiihrt worden sind, haben auch eine erneute Anregung zum Studium der photographischen Photometrie gegeben und dieselbe zu einem vorläufigen Abschlüsse gebracht.
Im Jahre 18S9 habe ich zuerst eine Untersuchung*) angestellt über die Beziehungen zwischen den Durchmessern der photographischen Sternscheibchen und den optisch bestimmten Sterngrössen. Ich benutzte kürzere Plejadenaufnahmeu mit verschiedenen Expositiouszeiten, welche v. Gotha rd mit einem Spiegelteleskope erhalten hatte, sowie eigene Aufnahmen mit einem fünfzölligen, für die chemischen Strahlen achromatisirteu Ob- jective, ausserdem aber noch Aufnahmen der künstlichen Sterne eines Zöllner’sehen Photometers. Es zeigte sich, dass die gemessenen Durchmesser innerhalb des gegebenen Intervalls von sechs resp. vier Grösseneiassen durch eine äusserst einfache lineare Beziehung mit den Steru- grössen in Verbindung stehen, nämlich durch die Form m = ahl), wo a und b zwei Constauten sind, während m die Grösseneiasse und I> den Durchmesser bedeuten.
Für die Beziehung zwischen Durchmesser und Expositionszeit fand ich bei den künstlichen Sternen des Photometers die Form I> = I ) ü 1 t, entsprechend dem früheren Bond'sehen Resultate, während bei den Plc- jadensternen die Durchmesser gleichmässig wachsen, wenn die Expositionszeit in einer geometrischen Progression fortschreitet, wenn also eine loga- rithmisehe Beziehung zwischen beiden Quantitäten bestellt; das letztere Resultat ist auch später von M. Wolf**) erhalten worden.
Eine umfangreiche Untersuchung über die photographischen Sterngrössen ist ebenfalls noch im Jahre 18S9 von Charlier***) veröffentlicht worden, auf Grund von Plejadenaufnahmeu.
Unter Vernachlässigung der Diffraetion nimmt derselbe an, dass bei der Helligkeit H — (l auch der Durchmesser der Scheibchen D = 0 wird, und dass dann II durch die folgende Potenzreihe darstellbar ist: II = pD*{ 1 + ßJJ + ß 2 D^ -)•
Die Charlier’schen Aufnahmen ergeben nun, dass bereits /i, =0 gesetzt werden kann, dass also II = pI) zu setzen ist; es wird dann die Sterngrösse
m = a — b 1 gZ>, wo b = 2.5 n und a = — 2.5 lgji ist.
*) Scheiner, J. Application de la Photographie ä la Determination des Gran- deurs Stellaires. Bull, du Comite. 1, 227.
**) M. Wolf. Sur la Loi des Diaraetres Photographiques des Disques Stellaires. Bull, du Comite. 1, 389.
***) Charlier, C. V. I.. Ueber die Anwendung der Sternphotographie zu Helligkeitsbestimmungen der Sterne. Publ. d. Astr. Gesellschaft. Nr. 19.
21(5
II. Die photographische Photometrie
a und I) werden hierbei als Functionen der Expositionszeit t aufgefasst, und zwar kann a aus D bestimmt werden. Für I) fand Charlier das allgemeine Gesetz
4 . —
I) = I) u y t , und liiernacb a = a 0 + j lg t.
Charlier betrachtet demnach a n und b als wirkliche Constanten, als photographische Instrumentconstanteu, und findet auch für seine Beobachtungen ^tatsächlich b als constant, indem für vier Platten mit Expositious- zeiten von 13 m his 3 Stunden die Werthe für b betragen (5.72, (5.7S, (5.6S und 6.81.
Ich bin unter Benutzung der Charlier'selten Formel in dieser Beziehung zu dem entgegengesetzten Resultate*) gelangt: Für vier Platten mit den Expositionszeiten von 24 s bis (i m 15 8 erhielt ich folgende Werthe von b: 5.17, 0.35, 7.00 und 8.08, also ein rapides Anwachsen von b mit der Expositionszeit. Der Unterschied ist darauf zuriickzuführen, dass Charlier im Gegensätze zu mir überhaupt nur beträchtlich lauge Expositionszeiten verwendet hat; vielfache Erfahrungen haben aber ergeben, dass die interessantesten und wichtigsten Details bei photographischphotometrischen Untersuchungen verschwinden oder in viel unbestimmterer Form auftreten, sobald die Expositionszeiten verhältnissmässig sehr gross werden.
Schaeberle**) hat aus Aufnahmen von Polaris und Wega folgendes Durchmessergesetz abgeleitet:
(l = a + t i]gD+y\ S t,
wo u, jj, y Constanten sind und I) den Objectivdurclimesser bedeutet. Hierbei kommen Abblendungen des sechszölligen Objectivs bis auf 2 Zoll vor. Auch in diese Formel ist also eine Instrumentalconstante eingeführt.
Trepied***) findet aus seinen Beobachtungen eine Bestätigung der Charlier’scheu Formel in ihrer weitesten Form:
m = a n b lt lg , und
'Vt
zu dem gleichen Resultate kommt Pritchard, nur mit dem Unterschiede, dass anstatt yt zu setzen ist yt.
*) Scheiner, J. Recherclies Photometriques sur les Cliclies Stellaires. Reunion du Comite 1890, 81.
**) Schaeberle, J. M. Pac. 1, 51.
***; Tröpied, Cb. Sur la Relation .... Reunion du Comite 1890, 77.
und die Entstehung photographischer Bilder.
217
Der Umstand, dass die verschiedenen Beobachter zu durchaus verschiedenen Formeln geführt worden sind, und dass unter diesen Formeln keine einzige sich befindet, welche alle Beobachtungen, die mit anderen Instrumenten und mit anderen Expositionszeiten erhalten worden sind, gut darstellt, zeigt schon, dass dieselben keine physikalische Bedeutung besitzen, sondern nur als Interpolationsformeln betrachtet werden können. Je mehr Constante in eine derartige Formel gebracht werden, um so bessere Darstellung der Beobachtungen ist natürlich zu erwarten. Um nun den Ursachen der Ausbreitung der Sternscheibchen und damit der Frage, ob überhaupt eine allgemein gültige Form für die Beziehungen zwischen Durchmesser der Sternscheibchen einerseits und der Helligkeit und Expositionszeit andrerseits existirt, näher zu kommen, ist es erforderlich, eine kurze theoretische Betrachtung vorzuschicken.
Das Licht verrichtet auf der empfindlichen Schicht eine gewisse Arbeit, deren Form noch völlig unbekannt ist, die sich aber darin äussert, dass nach der Belichtung das Silbersalz eine Modifieation erfahren hat, welche es befähigt, unter der Einwirkung reducirender Substanzen sich zu zerlegen und das Silber als Niederschlag auszuscheiden, dessen grössere oder geringere Dichtigkeit ein Mass für die geleistete Arbeit abgiebt. Die Grösse der Arbeit, welche das Licht leisten kann, ist direct proportional dem Producte aus der Intensität i des Lichtes und der Zeit t, während welcher es wirkt, bei gleicher Arbeit ist also it eine Constante; dass dies aber für die zunächst allein sichtbare Wirkung der Arbeit, für die Dichtigkeit des Niederschlages, nicht der Fall ist, oder dass wenigstens eine obere Grenze hierfür existirt, ist bekannt. Wird die Arbeit über eine gewisse Grenze hinaus vermehrt, so findet ein Dichterwerden des Niederschlages nicht mehr statt, sondern vielmehr umgekehrt: bei der Solarisation hellt sich der Niederschlag' wieder auf. Es ist klar, dass schon lange, bevor diese Grenze erreicht ist, eine Proportionalität von i und t nicht mehr vorhanden sein kann, sondern dass eine solche nur bei geringen Schwärzungsgraden und innerhalb enger Grenzen näherungsweise anzunehmeu ist. Dieser Punkt spielt in der ganzen photographischen Photometrie die wichtigste Bolle, und seine Erwähnung musste deshalb zunächst vorausgeschickt werden.
Von nahe gleicher Wichtigkeit ist die Frage nach der Ursache der Verbreiterung der Sternscheibchen. Die zuerst aufgestellte Ansicht darüber, eine chemische Irradiation sei als Ursache anzunehmen, ist bereits erwähnt, ebenso, dass Bond hauptsächlich an den Einfluss der Luftunruhe gedacht hat, die auch zweifellos hierbei eine Bolle spielt. Ich selbst kam durch gewisse Erscheinungen auf die Erklärung der Verbreiterung durch seitliche Befiexion von den beleuchteten Partikeln in die
218
II. L>ie photographische Photometrie
Schicht hinein. Unter der Annahme, die Ausbreitung eines Sternscheibchens linde durch Reflexion des Lichtes von dem primär beleuchteten Mittelpunkte aus statt, ist die jeweilige Grenze des Scheibchens bedingt durch die in der Schicht stattfindende Absorption. Es sei i die mittlere Intensität eines Punktes des Sternscheibchens während der Expositionszeit t, Der Abstand dieses Punktes von dem allein beleuchteten Mittelpunkte des Scheibchens, dem Orte des Brennpunktsbildes des Sterns, sei r. Durch die Luftunruhe wird der sonst als wirklicher Punkt aufzufassende Mittelpunkt zu einem kleinen Scheibchen mit dem Radius p; unter J möge die Intensität des Mittelpunktes verstanden werden. Die Intensität i hängt nun als Function von r hauptsächlich von der Stärke der Absorption innerhalb der Schicht ab, ferner auch von der secundären Beleuchtung durch die erhellten benachbarten Bromsilbertheilchen, welch letztere jedoch ganz unberücksichtigt bleihon soll. Ferner besteht eine merkliche Abhängigkeit des i von der durch die Luftunruhe hervorgebrachten Ycrgrösserung des ursprünglichen Mittelpunktes, welche mit ü){q bezeichnet werden möge.
Als einfachste Beziehung lässt sich hiernach aufstellen:
i -- Jip[Q)e ur ,
wo a den Ahsorptionscocfticieuten der empfindlichen Schicht bezeichnet. Da man nun bei Durchmesserbestimmungen auf Punkte gleicher Schwärzung am Bande einstellt, so hat man für zwei beliebige Sternscheibchen (dieselbe Emulsion und Entwickelung)
t ±
u
'A a(ri—ro)
M’ l Qo)
oder
lg
Y + a i
r ü ) + lg
Für Stcrnscheibekcn derselben Aufnahme ist t 0 = t { und o 0 = p, und demnach
a’o) = lg J 'r =
u.4_
Mod
{»h
m,
o ))
wenn m„ und m { die betreffenden Sterngrössen sind, d. h. es besteht zwischen Sterngrössen und den Durchmessern der photographischen Scheibchen eine lineare Beziehung, entsprechend meiner früher aufgestellten Formel.
Die Relation zwischen Durchmesser und Expositionszeit erhält man, wenn 0.06 »
Hiernach ist beim Befraetor und beim Euryskop die Solarisation bei 16- bis 18 maliger Verbreiterung des primären Scheibchens eingetreten,
und die Entstehung photographischer Bilder.
221
bei den durch Oeffnungen erzeugten Scheibchen schon bei 3- bis 4 maliger, und es kann also nicht mehr dem geringsten Zweifel unterliegen, dass die Liehtreflexion im Innern der Schicht nur einen verhiiltnissmässig geringen Beitrag zur Verbreiterung der Sternscheibchen liefert.
Hierbei lässt sich gleichzeitig auch genähert feststellen, wie sich die Intensitäten in der Mitte der solarisirten Scheibchen und an dem äussersten Bande, wo nur noch eben eine Lichtwirkung stattgefunden hat, zu einander verhalten. So beginnt z. B. für den Refractor die Solarisation der Mitte (einstündige Expositionszeit) bei Sternen der 3. bis 4. Grössenclasse, und in derselben Zeit erscheinen als schwächste Sterne, von der Intensität des Bandes der verbreiterten Sternscheibehen, die Sterne der 12. bis 13. Grössenclasse; die Helligkeit des Bandes ist also um 9 bis 10 Classen geringer als die der Mitte, die Intensitäten verhalten sich demnach annähernd wie 1 zu 5000 bis 10 000. Man ersieht hieraus, dass hier In- teusitätsunterschiede in Frage treten, wie solche bei optischen Untersuchungen überhaupt nicht Vorkommen; zur Erklärung der Erscheinung der Verbreiterung müssen also Factoren in Rechnung gezogen werden, auf welche man sonst bei Eernrohrobjectiven nicht Rücksicht nimmt. Ich werde im Folgenden einen Erklärungsversuch an der Hand der hier für den photographischen Refractor geltenden Zahlen geben.
Von den in Frage tretenden Factoren könnte man in erster Linie an die das Mittelbild umgebenden Diffractionsringe denken. Ich habe schon früher*) gezeigt, dass für das von Gothard’sche Spiegelteleskop die Ditfractionsringe nicht die Hauptursache der Verbreiterung sind; dasselbe gilt auch für den photographischen Refractor. Das Intensitätsverhältniss von ’/snoo bis ’/toooo wird beim 7. bis 9. Ringe erreicht, welche Ringe bei dem genannten Instrumente einen Halbmesser von 10" bis 12" haben. Ich habe oben dieselbe Intensität für einen Radius der Scheibchen von 30" angegeben, die Diffractionsringe allein können also nur bis zur Hälfte der verbreiterten Scheiben gewirkt haben.
Man könnte dann weiter an den Einfluss der unvollkommenen Aehromasie denken; dieser Gedanke ist um so mehr berechtigt, als bei Aufnahmen mit für optische Strahlen achromatisirten Objectiveu überhaupt keine scharfen Sternscheibchen entstehen und hier zweifellos die sehr grossen blauen und violetten Abweichungskreise hauptsächlich die Verbreiterung bewirken. Bei dem Potsdamer photographischen Objective sind jedoch die Strahlen von F bis ins äusserste Ultraviolett (das Gebiet der photographisch wirksamen Strahlen'' sehr gut vereinigt, und zwar
* Astr. Nadir. Nr. 28SÖ.
>22
11. Die photographische Photometrie
derart, dass der Halbmesser des stärksten Abweichungskreises — F — nur etwa 0.1 mm = 6" beträgt. Erst bei C erreicht dieser Halbmesser den Betrag von 0.5 mm = HO", wie sieb leicht durch Anwendung roth- empfindlicher Platten constatiren lässt.
Der Einfluss der sphärischen Aberration ist bei dem besprochenen Objective wie bei allen guten astronomischen Objectiven sehr gering und beträgt für die Bandstrahlen höchstens 0.05 mm = H".
Bei allen nicht verkitteten Objectiven, bei denen die Krümmungsradien der beiden inneren Flächen nicht sehr von einander verschieden sind, entsteht durch doppelte Keflexion in der Kälie des Focalbildes ein zweites Bild, dessen Distanz vom Focalbilde von der Differenz der beiden Krümmungshalbmesser abhängt (s. pag. 40). Bei Bildern ausserhalb der op- tischenAxe liegt dieses Beflexbild zwar nicht genau centrisch zum eigentlichen Bilde, man könnte jedoch diesem, in der wahren Brennfläche als Scheibchen erscheinenden Bilde die Ursache der Verbreiterung zuschrciben. Es lässt sich aber leicht zeigen, dass dies nicht zulässig ist. Die Intensität des zweiten Bildes ist wegen seiner Entstehung durch doppelte Bedexion zu annähernd 1 / iM anzunehmen. Nimmt man den Halbmesser des Bildes selbst zu 1"5 au, ein jedenfalls eher zu grosser, als zu kleiner Werth, so redueirt sich seine Flächenintensität aber auf etwa ' /60 ooo, wenn es eine solche Distanz vom Focus hat, dass es in der Brennfläche als Scheibchen mit dem geforderten Halbmesser von 30" erscheint.
Ich glaube, hiermit gezeigt zu haben, dass keine der bei einem Objective rechnungsmässig zu verfolgenden Fehlerquellen für sich allein eine Erklärung für die Verbreiterung der photographischen Sternscheibchen geben kann, und dass auch ihr Gesammtcinfluss nicht die bei langen Expositionszeiten und grossen Intensitäten auftretende starke Verbreiterung zu erklären vermag. Da ausserdem nach Angabe von Steinheil die Flächen des ungefassten Objectivs nicht um Beträge von Viooono nun von der wahren Kugelgestalt abweichen, so können zur Erklärung der Verbreiterung nur noch die unregelmässigen Fehler des Objectivs herbeigezogen werden. Hierbei hat man zwei Arten derselben zu unterscheiden, einmal die Bauhigkeiten der Oberflächen, kleine Schlieren, Luftbläschen etc., welche dem Objective unveränderlich augehören, und in zweiter Linie Deformationen des Objectivs durch die Fassung desselben.
Was die ersteren angeht, so ist es klar, dass sie bewirken, dass ein Theil des auf das Objectiv fallenden Lichtes nicht im Bildpuukte vereinigt wird, sondern als zerstreutes Licht sich über das ganze Gesichtsfeld verbreitet; man erkennt diese Erscheinung sehr deutlich, wenn man schräg auf ein von der Sonue beschienenes Objectiv blickt.
Da aber kleinere Fehler naturgemäss häufiger Vorkommen als grössere,
und die Entstehung photographischer Bilder.
>23
so sind geringere Abweichungen der Strahlen vom regelmässigen Gange häutiger als grosse, und folglich ist die Intensität des zerstreuten Lichtes in der Nähe des Bildpunktes grösser, als weiter von demselben. Diese Ursache kann augenscheinlich eine unbegrenzte Ausbreitung der Stern- seheibchen im Gefolge haben.
Die Fassung des Objectivs äussert sich im Strahlengange folgender- massen. Alle mir bekannten Objeetive (auch Spiegel), welche an drei Funkten gefasst sind, oder bei welchen die unmittelbare Berührung der beiden Linsen durch drei Stanniolstreifen verhindert ist, liefern photographische Scheibchen, von welchen sechs Strahlen ausgehen, die nach den drei Druckpunkten orientirt sind. Es ist also anzunehmen, dass bei solchen Objectiven durch die Vertheilung des Druckes auf drei Funkte Einsattelungen entstehen, welche bewirken, dass in den Richtungen auf die Druckpunkte zu die Vereinigung der Strahlen theilweise in grösserer Entfernung vom Bildpunkte erfolgt. Der Umstand, dass nicht drei Strahlen, sondern sechs entstehen, dass also jeder Strahl eine Fortsetzung über den Bildpunkt hinaus erfährt, und besonders, dass diese Fortsetzung fast genau gleich dein eigentlichen Strahl in Bezug auf Länge und Intensität wird, scheint darauf hiuzudeuteu, dass auch eine Diffractionswirkung hierbei mitspielt ; dass letztere allein die Ursache der Strahlen bilden sollte, ist für das Objectiv des photographischen Refractors völlig ausgeschlossen, da hier die Stanniolblättchen nicht in die freie Oetfnung heraustreten. Objeetive, die voll gefasst sind, z. B. das Yoigtläuder’sche Euryskop, zeigen die sechs Strahlen natürlich nicht; es ist aber anzunehmen, dass der allseitige Druck auf deu Rand auch eine allgemeine Deformation des Objectivs bewirkt, ähnlich wie wenn die Flächen des ungefassten Objectivs Abweichungen von der regelmässigen Kugelgestalt besässen. Es mag dies theilweise die Ursache für die im Winkelwerth Sinai stärkere Ausbreitung der Sternscheibchen im Euryskop gegenüber dem Refraetor sein, zum anderen Theile sind hierfür gewiss die etwas weniger exacte Ausführung der Flächen und die Zusammensetzung aus vier Linsen massgebend.
Auch bei der Fassung durch drei Druckpunkte muss eine geringe Deformation des ganzen Randes erfolgen und somit ein Beitrag zur allgemeinen Verbreiterung der Sternscheibchen geliefert werden. Um dies experimentell zu prüfen, habe ich beim photographischen Refraetor eine Central- und eine Randblende, welche gleiche Flächenräume abblendeten, benutzt.
Die Randblende bewirkte nun zunächst eine Verkleinerung des primären Scheibchens, entsprechend der theilweisen Aufhebung der sphärischen Aberration, gleichzeitig auch eine im Verhältniss nur sehr geringe Abnahme
224
II. Die photographische Photometrie
der photographischen Lichtstärke, weil die durch die Bandscheibe des Objectivs gellenden Strahlen wesentlich nur eine Verbreiterung des primären Bildes bewirken und nur eine geringe Verstärkung der Flächenintensität desselben. Die an sich nur geringe Veränderung des primären Scheibchens kann auf das Verhalten des verbreiterten Scheibchens nur einen geringen oder ganz verschwindenden Einfluss ausüben; trotzdem zeigten die Versuche, dass bei gleichen Expositionszeiten die verbreiterten Scheibchen mit Bandblende im Verhältnis von 2 : 2 grösser wurden als bei Centralblende. Diese Erscheinung lehrt also, dass die Bandpartien des Objectivs mehr zur Verbreiterung beitragen als die mittleren Theile, dass dies aber, da die Flächen des ungefassten Objectivs am Bande gerade so gut sind wie in der Mitte, eine Folge der durch die Fassung bedingten Deformation des Objectivs ist.
Die verbreiterten Scheibchen besitzen eine Eigenschaft, auf welche m. E. bisher zu wenig Gewicht gelegt worden ist. Sie sind nämlich zuerst sehr scharf begrenzt, und erst von einem gewissen Durchmesser an beginnt der Band verwaschen zu werden, bis schliesslich bei sehr grossen Scheiben die Verwaschcnheit eine grössere Ausdehnung besitzt als der schwarze Kern. Unter der nicht zu bezweifelnden Annahme, dass bei einer gegebenen Intensität eine untere Grenze der Expositionszeit existirt, unterhalb welcher keine in die Erscheinung tretende Wirkung auf die empfindliche Schicht ausgeübt wird, oder umgekehrt, bei einer gegebenen Expositionszeit eine entsprechende untere Grenze der Intensität, ist nur die folgende Erklärung für die obige Eigenthümlichkeit der Scheibchen zulässig: Der Intensitätsabfall in der Nähe des Bildpunktes ist ein so steiler, dass einer sehr geringen Aenderung der Entfernung eine so starke Aenderung der Intensität entspricht, dass der Uebergang vom völlig aus- exponirteu Bromsilber bis zum unzersetzten innerhalb einer sehr kleinen Strecke erfolgt, während der Intensitätsabfall in grösserer Entfernung vom Bildpunkte immer flacher wird. Die Intensitätscurve hat also die Form der in der nebenstehenden schematischen Figur punktirt gezeichneten steilen Curvc, bei welcher die Ordinatenaxe in den Band des primären Sternscheibchens verlegt ist.
Ich denke mir nun die Entstehung dieser Curve folgendermassen: In der Nähe des Bildpunktes wirken auf die Verbreiterung zunächst die ersterwähnten Ursachen, also Diffraction, sphärische und chromatische Aberration und innere Befiexion in der Schicht: diese Intensitätscurveu mögen in der Figur durch die ausgewogenen Linien angedeutet sein; sie erreichen die Wirkungsschwelle schon alle nahe beim Bildpunkte. Die gestrichelte Curve möge nun den Intensitätsverlauf der durch die unregelmässigen Fehler des Objectivs und die Fassung verursachten Licht-
und die Entstehung photographischer Bilder.
225
Zerstreuung darstellen; diese Curvc hat die Eigenschaft, erst in weit grösserer Entfernung- von der Axe den Schwellenwerth zu erreichen, also sehr viel flacher zu verlaufen. Die Gesammtwirkung- der fünf Curven gieht die oben festgestellte Intensitätscurve der verbreiterten Scheibchen.
Es ist nun auch ohne Weiteres einleuchtend, dass für jedes Objectiv je nach seiner Construction, der Feinheit seiner Bearbeitung- und der Art seiner Fassung- die Curve anders aus- fallcn wird, und hieraus sind die Verschiedenheiten in den Formeln für die Verbreiterung- der Scheibchen als Function von Zeit und Intensität zu erklären, welche verschiedene Beobachter bisher erhalten haben. Ebenso erg-iebt sich unmittelbar die Richtigkeit meiner schon früher ausgesprochenen Behauptung, dass keine der bisher hierfür gefundenen Formeln eine physikalische Bedeutunghat, sondern dass sie nur als Interpolationsformeln zu betrachten sind, dass also das praktischste Verfahren bei photographisch - photometrischen Untersuchungen stets die graphische Ausgleichung sein wird.
Diese Bemerkung bezieht sich auch / / /
auf diejenigen Formeln, welche gewisse Instrumenteuconstanten enthalten, z. B. die Objectivöffnung, und welche den meisten Anschein von physikalischer Bedeutung besitzen.
Auch bei ein- und demselben Objective treten je nach der Lage des Bildpunktes auf der Platte, je nach der Plattensorte und je nach dem Luftzustande Aenderungen in der Ausbreitung der Steruscheibchen auf; ihre Ursachen mögen als störende bezeichnet und zunächst besprochen werden.
Nimmt man einen Stern bei derselben Expositionszeit einmal in der optischen Axe und dann in grösserem Abstande auf, so ergeben diese beiden Aufnahmen nicht denselben Durchmesser. Je weiter das Bild von der optischen Axe entfernt ist, um so grösser wird der Durchmesser bei
Scheiner, Photographie der Gestirne.
15
226
II. Die photographische Photometrie
gleichzeitiger Deformation der Bilder. Diese Erscheinung ist eine Folge der bereits näher besprochenen Distorsion der Objective in Verbindung mit dem Umstande, dass die Abbildung auf einer Kugelttäche erfolgt, während die Platte eben ist. Die Zunahme der Durchmesser hängt dementsprechend von der Construction des Ohjectivs ab und bei demselben Objective ausserdem noch von der Focussirung der Platte, je nachdem dieselbe die Brennfläche in der optischen Axe tangirt oder sie in geringem Abstande durchschneidet, zwecks einer grösseren Gleichförmigkeit der Schärfe über den mittleren Theil der Platte. Allgemein gültige zahlen- mässige Angaben lassen sich also Uber den Einfluss des Abstandes von der optischen Axe auf die Helligkeitsbestimmungen der Sterne nicht machen; dagegen dürfte es von Interesse sein, in einem bestimmten Falle SC dieu Einfluss kennen zu lernen.
Mit dem Potsdamer photographischen Befractor habe ich auf zwei Platten Aufnahmen desselben Sterns an verschiedenen Stellen der Platten bei gleichen Expositionszeiten gemacht und dabei die folgenden Resultate erhalten, welche gleichzeitig auch den Betrag der Ellipticität der Sternscheibchen bei diesem Instrumente zeigen.
1. Aufnahme.
Distanz
von der optischen Axe
Gemessener
in der radialen Richtung
)urchraesser
in der
transversalen
Richtung
Mittel
Differenz
in
Grössenclassen
0'
4'.'53
4750
4752
M.'
0.00
6
4.47
4.50
4.49
—
0.01
17
4.51
4.41
4.46
—
0.02
24
4.S9
4.57
4.73
+
0.07
29
4.59
4.86
4.73
+
0.07
35
4.77
4.54
4.66
+
0.04
40
5.06
4.62
4.84
+
0.11
46
5.09
4.11
4.60
+
0.03
52
5.37
5.00
5.19
+
0.22
57
5.92
4.71
5.32
+
0.26
2
Aufnahme
11
4.40
4.32
4.36
0.00
27
4.40
4.26
4.33
—
0.01
36
4.43
4.50
4.47
+
0.03
42
4.26
4.59
4.43
+
0.02
47
4.74
4.47
4.61
+
0.08
51
4.92
4.14
4.53
+
0.05
57
5.76
4.20
4.98
+
0.21
61
5.70
4.64
• 5.17
+
0.27
und die Entstellung photographischer Bilder.
227
Eine graphische Ausgleichung führt zu folgenden Werthen:
Distanz
von der optischen Axe
Differenz
in
Sterngrössen
30'
uoo
40
+ 0.03
50
+ 0.10
55
+ 0.15
60
+ 0.25
Es zeigt sieh also, dass hei 40' Abstand von der Plattenraitte ein merklicher Einfluss auf die Grössenbestimmungen aus Messungen der Durchmesser der Sternscheibchen nicht existirt, dass sich aber von da au bis zu 60' Abstand eine Differenz bis zu einer Viertelgrössenclasse zeigt, in dem Sinne, dass um diesen Betrag die Sterne zu hell gemessen werden.
Ein Blick auf die gemessenen Durchmesser lehrt, dass selbst bis zu 1° Abstand die Vergrüsserung der transversalen Durchmesser nur sehl- gering, kaum merklich ist, und dass die ganze Störung fast allein dem radialen Durchmesser zur Last fällt, so dass man sich von derselben ziemlich frei machen kann, wenn man bloss die transversalen Durchmesser benutzt. Es ist also weniger der Abstand der Blatte von der Brennfläche selbst, welcher die Scheibchengrösse beeinflusst, als die durch diesen Abstand verursachte Distorsion der Scheibchen.
Während bei den ausexponirten Sternscheibchen eine Vermehrung der abzuleitcndeu Helligkeit nach dem Bande der Platten zu eintritt, findet naturgemäss für schwächere Sterne das Umgekehrte statt. Die Lichtmenge wird am Bande auf eine grössere Fläche vertheilt, die Intensität, und dementsprechend die Dichte des Silberniederschlages verringert, In welchem Umfange dies geschieht, lässt sich nur sehr schwer ermitteln; soviel aber ist sicher, dass ein Stern, der in der Mitte der Platte noch eben wahrnehmbar wird, in grösserem Abstande von der Mitte verschwindet.
Ausser der, um es kurz auszudriieken, gesetzmässigen Ungleichförmigkeit des Gesichtsfeldes in Bezug auf die Lichtstärke existirt noch eine andere, gänzlich unregelmässige, welche durch ungleiche Empfindlichkeit der Platte an verschiedenen Stellen verursacht wird. Ihrer Unregelmässigkeit wegen ist sie nicht zu ermitteln, sondern sie vermischt sich mit den zufälligen Messungsfehlern. Xacli meinen Erfahrungen ist sie bei guten Platten im allgemeinen verschwindend gering, doch glaube ich, einzelne Fälle sonst unerklärlicher stärkerer Abweichungen auf sie zurückführen zu müssen.
15 *
22S
II. Die photographische Photometrie
Der Uebergaug von den auf einer Platte ermittelten Helligkeiten zu denjenigen einer anderen, mit demselben Instrumente bei gleicher Expositionszeit erhaltenen Aufnahme wird im allgemeinen durch sehr viele Fehlerursachen erschwert und ist, wenn es sich um grössere Genauigkeit handelt, überhaupt nur dann möglich, wenn beide Aufnahmen identische Objecte enthalten. Die Fehlerursachen liegen im photographischen Verfahren, im Instrumente und in den atmosphärischen Umständen.
In erstcrer Beziehung ist Folgendes zu bemerken.
So lange man Platten derselben Emulsion verwendet und die Aufnahmen zeitlicli nicht weit aus einander liegen, ist von Seiten der Plattenempfindlichkeit nur geringer störender Einfluss zu erwarten, da von den bessern Fabriken die Platten derselben Emulsion eine bemerkenswerthe Gleichförmigkeit zeigen. Es scheint indessen, als ob sieh die Plattenempfindlichkeit innerhalb längerer Zeiträume verändert und zwar so, dass zunächst eine Zunahme der Empfindlichkeit und nach einigen Monaten wieder eine Abnahme derselben eintritt; liegen also die Aufnahmen zeitlich weit aus einander, so ist gleiche Empfindlichkeit auch bei Platten derselben Emulsion nicht mehr anzunehmen. Verschiedene Emulsionen oder gar Platten aus verschiedenen Fabriken zeigen stets recht beträchtliche Unterschiede in der Empfindlichkeit und sind ohne Weiteres gar nicht mit einander vergleichbar; es ist daher bei ihrer Verwendung in der eülestischen Photographie eine anderweitige Ermittelung der relativen Empfindlichkeit mittels eines Sensitometers erforderlich, wobei grosse Genauigkeit freilich nicht erreichbar ist.
Es ist stillschweigend vorausgesetzt, dass das Entwickeluugsverfahren bei den verschiedenen Aufnahmen durchaus das gleiche ist, dass also bei genau der gleichen Zusammensetzung des Entwicklers auch bei gleicher Temperatur und während gleicher Zeiträume entwickelt wird. Eine Nichtbeachtung dieser Bedingung bringt natürlich weitere Unregelmässigkeiten des photographischen Verfahrens hervor.
Das Instrument selbst kann im allgemeinen nur dadurch bei Aufnahmen zu verschiedenen Zeiten zur Fehlerquelle werden, dass die Aufnahmen nicht bei genau gleicher Lage der Platte zum Brennpunkte erhalten worden sind. Durch sorgfältige Focussirung ist man also stets in der Lage, einen hieraus entspringenden Fehler zu vermeiden.
Von der grössten Bedeutung bei photographisch - photometrischen Untersuchungen unter Verwendung verschiedener Aufnahmen ist der jeweilige Luftzustand. Die Erfahrung hat gelehrt, dass die photographische Lichtstärke weit mehr durch dunstige Luft in schädlicher Weise beeinflusst wird als die optische. Wie bei dieser entzieht sich die durch
und die Entstellung photographischer Bilder.
229
dunstige Luft verursachte Absorption jeglicher exacten Beurthcilung, und hei trüber Luft sind photographisch-photometrische Beobachtungen noch weniger zulässig als optisch-photometrische.
Ueber den Einfluss der Luftunruhe auf die absoluten photographischen Helligkeiten ist bereits auf pag. 51 berichtet worden, doch muss hier noch etwas näher darauf eingegangen werden. Wir hatten — pag. 218 — diesen Einfluss mit tp{q) bezeichnet, und um denselben für einen bestimmten Fall festzulegen, habe ich mehrere Aufnahmen der Plejaden, die einmal bei sehr unruhiger, mit IV bezeiclmeter, im übrigen aber recht durchsichtiger Luft, das andere Mal bei sehr ruhiger Luft (I—II' erhalten waren, genauer untersucht. Die folgende Tafel wird keiner besonderen Erklärung bedürfen.
>-d
©
02
Grösse
(Charlier)
Kxpos
J
Expos
2“;jo“
J
Expos. t ra (>*
Luft Luft
IV ; I—II Durchmesser
J
Expos. ‘21*
J
Luft Luft
IV | 1—II Durchmesser
Luft 1 Luft IV | 1—II Durchmesser
Luft i Luft
IV | I—11 Durchmesser
9
5.5
19'.'43
16149
+ 2194
16"28
13'.'34
+ 2'.'94
14'.'30
10"76
+ 3'.'54
10'.'58
8'.'93
+ r.'65
k
5.75
18.30
14.84
+ 3.46
15.50
12.36
+ 3.14
12.98
9.93
+ 3.05
9.60
7.61
+ 2.05
34
6.1
17.77
13.20
-t- 4.57
14.30
11.35
+ 2.95
12.21
8.57
+ 3.64
9.86
7.10
+ 2.76
P
6.4
16.8S
13.70
+ 3.18
13.94
10.43
+ 3.51
10.80
8.70
+ 2.10
8.70
6.18
+ 2.52
l
6.4
16.08
13.25
+ 2.83
13.41
10.65
-f- 2.(6
11.04
8.73
+ 2.31
8.75
5.95
+ 2.SO
12
6.75
14.27
11.34
+ 2.93
11.91
9.85
+ 2.06
10.02
7.43
+ 2.59
6.86
5.66
+ 1.20
24
7.75
14.22
11.91
+ 2.31
11.51
9.72
+ 1.79
9.32
7.38
+ 1.94
7.00
5.49
+ 1.51
29
7.1
13.52
11.93
+ 1.59
11.12
9.39
+ 1.73
9.23
7.97
+ 1.26
6.36
5.49
+ 0.87
19
7.25
13.70
11.37
+ 2.33
11.18
9.59
+ 1.59
9.51
6.98
+ 2.53
Mittel + 1212
22
7.3
12.26
10.65
+ 1.61
10.44
8.IS
+ 2.26
8.06
6.50
+ 1.56
4
7.55
13.10
12.53
+ 0.57
10.34
8.63
+ 1.71
8.46
6.39
+ 2.07
33
7.75
10.68
8.71
+ 1.97
9.06
7.00
+ 2.06
7.10
5.07
+ 2.03
20
7.9
11.16
9.08
+ 2.08
8.97
7.83
+ 1.14
7.22
5.46
+ 1.76
30
8.05
9.96
8.21
+ 1.75
8.18
6.33
+ 1.85
5.94
4.20
+ 1.74
1
8.25
10.17
8.54
+ 1.63
8.15
6.56
+ 1.59
5.81
4.50
+ 1.31
9
8.45
10.67
7.80
+ 2.87
8.01
6.42
+ 1.59
6.20
4.62
+ 1.58
Mittel + 2.41
Mittel + 2.17
Mittel +2.19
Diese Zahlen geben nun Aufschluss Uber das Verhalten von i p[g). Bei allen Expositionszeiten zeigt sich zunächst eine Abnahme der Durch- messerditferenzen mit abnehmender Helligkeit der Sterne, und daraus folgt, dass die Constanten in den oben angegebenen Formeln für die Beziehungen zwischen Durchmesser und Sternhelligkeit unter sonst gleichen Umständen nur hei verschiedener Luftunruhe nicht gleich ausfallen, dass also, wenn diese Formeln verwendet werden sollen, eine Berechnung der Constanten für jede einzelne Aufnahme erforderlich ist. Die Expositionszeit scheint
230
II. Die photographische Photometrie
auf die Grösse der Differenz nur geringen Einfluss zu haben (innerhalb der Grenzen von 0 m 15 s bis 24“), doch zeigt sich eine Tendenz zum Geringe nverden hin hei kürzerer Expositionszeit.
Die Vergrüsserung des Durchmessers der ausexponirten Sterne entspricht einer Vermehrung der Helligkeit um nahe 3 / 4 Grüssenclassen, um welchen Betrag man bei sehr unruhiger Luft die Sterne heller erhält als bei sehr ruhiger.
Auf das Erscheinen der schwächsten Sterne übt, wie schon pag. 51 bemerkt, die Luftunruhe wegen der Verbreitung des Lichtes auf eine grössere Fläche den entgegengesetzten Einfluss aus; die folgende Zusammenstellung wird dies näher erläutern. Zu derselben sind ebenfalls Plejadenaufnahmen verwendet worden.
Stern
Grösse
Luft IV (2 !• Kxpos.)
Luft I (2 i* Expos.)
2 3
8.1
gut messbar
sehr gut messbar
13
8.15
kaum messbar
»
1
8.25
messbar
»
27
8.45
>
IS
8.5
kaum messbar
21
8.0
»
2
8.65
»
25
9.0
* .
8
9.05
» .
*
11
9.2
kaum sichtbar,, kaum
gut messbar
messbar bei l m Exp.
r»
9.35
nicht messbar; messbar
messbar
bei l 1 " Exp.
20
9.4
unsichtbar, kaum mess-
messbar
bar bei 1™ Exp.
14
9.5
unsichtbar, kaum mess-
kaum messbar
bar bei l" 1 Exp.
3
9.S
unsichtbar, auch bei l m ;
kaum sichtbar
kaum messbar bei
2'» 30* Exp.
Man ersieht hieraus, dass mau bei dem Luftzustande IV etwa ;t /' 4 Grüssenclassen Lichtverlust hat gegenüber dem Zustande I, und dass der Uebergaug von den kaum sichtbaren Sternen bis zu den messbaren Sternen viel schneller bei ruhiger als bei unruhiger Luft erfolgt.
Von sehr merklichem Einflüsse auf photographische Grössenbestim- mungen ist die Extinction in unserer Atmosphäre. Auch bei durchaus klarer Luft werden die blauen und violetten Strahlen beträchtlich stärker absorbirt als die optischen; es ist bekannt, dass für Strahlen von weniger
und die Entstehung photographischer Bilder.
231
als 2110 uu Wellenlänge unsere Atmosphäre vollständig undurchsichtig ist. In welchem Masse die Extiuction hei verschiedenen Höhen mit der kleineren Wellenlänge zunimint, zeigen die Beobachtungen von G. Müller*). Hiernach beginnt eine merkliche Zunahme der Extiuction erst hei einer Zenithdistanz von 45°, sie wächst aber dann bis zum Horizonte sehr beträchtlich. Gleichzeitig lehren die Mtiller’scheu Zahlen, dass die mittlere Ex- tinction des weissen Lichts gleich ist derjenigen der gelben Strahlen, also derjenigen Strahlen, für welche unser Auge ein Maximum der Empfindlichkeit besitzt. Man kann hieraus den Analogieschluss ziehen, dass die mittlere Extinction bei photographischen Strahlen zusammenfällt mit der Extiuction für diejenigen Strahlen, für welche die photographische Platte ein Maximum der Empfindlichkeit besitzt, d. h. für die Wellenlänge von ungefähr 134 uu. Die Müller’sche Tafel reicht nicht ganz bis zu dieser Wellenlänge, doch lässt sie sich noch mit ziemlicher Sicherheit bis dahin extrapolireu. Bechnet man die Ilelligkcitslogarithmen in Grössen- classen um und fügt die für 45° Zenithdistanz gültige Extiuction**) von 0.0(1 Grüssenclassen hinzu, so erhält man folgende, theoretisch abgeleitete photographische Extinctionstabelle:
Zenithdistanz
Extinction
45°
0.06 Grüssenclassen
50°
0.16
»
55°
0.29
»
60°
0.45
»
65°
0.59
»
70°
0.86
»
75°
1.26
O
o
00
1.98
»
82°
2.56
»
GO
3.21
>
80°
4.25
»
00
5.01
>
Durch Vergleich mit der optischen Extinctionstabelle ist zu erkennen, dass die photographische Extinction ungefähr doppelt so stark anzunehmen ist als die optische. Aus einer allerdings nur sehr kleinen Beobachtungsreihe***) habe ich eine praktische Bestätigung dieser Besultate
*) Astr. Nachr. 103, 241.
**) G. Müller. Photometrische und Spectroskopische Beobachtungen auf dem Siintis. Publ. d. Astroph. Obs. zu Potsdam. 8.
***) Astr. Nachr. 124, 27(i.
232
II. Die photographische Photometrie
uachgewiesen, im Gegensätze zu Abney, der nach mir nicht weiter bekannt gewordenen Beobachtungen für die photographische Extinction den dreifachen Betrag wie für die optische gefunden hat.
Eine sehr umfangreiche Untersuchung über die photographische Extinction hat neuerdings Schacherte*) angestellt.
Zur Darstellung seiner Beobachtungen hat Schacherte allerdings nur eine rein empirische Formel augewendet, die gar nicht mit einigermassen physikalisch begründeten Formeln verglichen werden kann, indessen werden die Beobachtungen durch dieselbe gut dargestellt.
Die folgende Tabelle enthält in abgekürzter Form die Extinctions- werthe von Sehaeberle; zum Vergleiche sind die auf voriger Seite abgeleiteten Wertlie nach Müller zugesetzt.
Zenithdistanz Extinction
nach Sehaeberle
nach M ii
0°
0.00
10°
0.01
20°
0.06
30°
0.15
40°
0.27
40°
0.35
0.06
50°
0.45
O.I6
55°
0.57
0.29
(i0°
0.71
0.45
65°
0.89
0.59
70°
1.12
0.86
75°
1.45
1.26
80"
1.93
1.98
82"
2.19
2.56
84"
2.54
3.21
86°
3.00
4.25
87"
3.30
5.01
Die beiden Curveii stimmen recht wenig zusammen. Bis 80° Zenithdistanz sind die Schaeberle’schen Wertlie höher, darüber kommend, sind sie kleiner als die nach der Müller'sehen Curve. Da die Scliaeberle- schen Aufnahmen hauptsächlich auf der sehr hoch gelegenen Licksternwarte gemacht worden sind, so ist es nicht auffallend, dass die letzten Wertlie kleiner sind als die in Potsdam erhaltenen. Sehr auffallend aber
*j Terrestrial Atmospheric Absorption of the Photographie Rays of Light. Sacramento 1893.
und die Entstellung: photographischer Bilder.
•2:1:1
sind die starken AVerthe bei geringen Zenithdistanzen; sie entsprechen nicht den allgemeinen Erfahrungen.
Jedenfalls darf man die Untersuchungen über die photographische Extinetion noch nicht als abgeschlossen betrachten; man kann annehmen, dass sie etwa doppelt so stark ist als die optische, und man soll also bestrebt sein, bei photographischen Aufnahmen in möglichst grossen Höhen zu operircu. Auf die Aufnahme lichtschwacher Objecte, welche wegen ihrer Deelination nur geringe Höhen erreichen können, muss mau verzichten und dieselbe günstiger gelegenen Sternwarten überlassen.
Hat man nun auf den verschiedenen Aufnahmen mehrere identische Objecte, so ist der Uebergang von einer Aufnahme zur andern mit grosser E^actheit herzustellen; es sind alsdann alle Aufgaben der Photometrie der Sterne auf photographischem AVege zu lösen möglich, und zwar, wie die Erfahrung gelehrt hat, mit einer Genauigkeit, welche den genauesten Messungen mit dem Zöllner'schen Photometer mindestens entspricht. Das Intervall, innerhalb welches diese Genauigkeit erreicht werden kann, ist auf etwa sechs Grüssenclassen anzugeben. \A ird das Intervall grösser, so tritt bei den helleren Sternen bereits eine solche Unschärfe der Begrenzung der Scheibchen ein, dass die Durclnncsserbestiinmungeu weniger exact ausfallen. Ich habe bereits augedeutet, dass einem weiteren Fortschritte hierin nur technische und keine principiellen Schwierigkeiten entgegenstehen, deren Beseitigung darin gesucht werden müsste, die Begrenzung der Sternscheibchen schärfer und damit ihre Durchmesserbestimmung exacter zu machen. Hierauf gerichtete Bestrebungen hätten sich also in der Richtung zu bewegen, die die A'erbreitcrung der Scheibchen wesentlich hervorrufenden unregelmässigen Fehler der Objective möglichst herabzudrücken.
Bei Benutzung der Photographie zur Mappirung des Himmels oder zur Herstellung eines Stcrncatalogs wird man ähnlich wie bei Durchmusterungen und Zonenbeobachtungen weniger AYertli auf eine sehr genaue Grössenbestimmung der Sterne legen, als auf möglichste Gleichförmigkeit an den verschiedenen Stellen des Himmels. Auch schon der grossen Arbeitsvermehrung wegen wird man auf die Messung der Durchmesser der Sternscheibchen verzichten und vielmehr directe Grössenschätzungeu nach einer durch A r erglciche mit bekannten Sternen erworbenen Scala anstellen. Die so gewonnenen Angaben sind nun ausser den eigentlichen, vom Beobachter abhängigen Schätzuugsfchlern mit den sämmtlichen bisher besprochenen Fehlern behaftet, und da dieselben, wie wir gesehen haben, sehr beträchtliche AA’erthe erreichen können, so ist es nothwendig, besondere llücksicht auf ihre möglichste A'ermeidung und Unschädlichmachung zu nehmen.
231
II. Die photographische Photometrie
Für die Zwecke der photographischen Himmelskarte hat mau vor- gcschlagen, an jedem Beobachtungsabende eine Aufnahme einer photometrisch genau festgelegten Sterngruppe zu machen und nach Ausweis dieser Aufnahme die Expositionszeit für den Abend festzustellen resp. durch Modification der vorgeschriebenen mittleren Expositionszeit die an dem betreffenden Abende vorhandenen Fehlerquellen aufzuheben. Dieser Vorschlag leidet an zwei Mängeln, welche seine Benutzung unmöglich machen. Einmal pflegt während einer klaren Nacht weder die Unruhe der Luft noch ihre Durchsichtigkeit constant zu sein, sondern besonders in unseren Gegenden finden häufig sehr beträchtliche Schwankungen dieser Verhältnisse statt; zweitens aber würde für jeden klaren Abend ein grosser Theil der nutzbaren Zeit hierbei verloren gehen. Die Probeaufnahme würde incl. Entwicklung, Fixirung und Betrachtung unter dem Mikroskope und Berechnung der Expositionszeit nabe eine Stunde erfordern, und die Verwerthung halbklarer Abende wäre damit unmöglich gemacht.
Es bleibt daher nichts Anderes übrig, als alle Aufnahmen bei der gleichen Expositionszeit anzufertigen, dabei aber folgende Vorsichtsmass- regcln zu beachten. Bei ausgesprochen dunstiger Luft und bei stärkerer Luftunruhe — nach meiner Bezeichnung der Luftunruhc von I bis IV, unterhalb des Zustandes III — soll man überhaupt diese Aufnahmen nicht machen, was sich auch aus Gründen der Messungsgenauigkeit empfiehlt, da auf die sehr diffusen Sternscheibchen schlechter eiuzustelleu ist, als auf scharf begrenzte. Alle Aufnahmen werden in nahe derselben Höhe über dem Horizonte angestcllt, möglichst nahe dem Zenith; man kann aber unbedenklich bis zu 30° oder 33° Zenithdistanz gehen. Durch besondere Abmachung mit der Fabrik, von welcher man die Platten bezieht, und durch Controllirung der Platten mittels eines Sensitometers sorge man für möglichste Gleichförmigkeit des Materials, und durch Entwicklung der Platten nach der Zeit und Benutzung eines gleichmässig zubereiteten Entwicklers, wobei besonders der gegen Temperatureinflüsse sehr constante Eisenoxalatentwickler (ohne Bromkalium) zu empfehlen ist, vermeide man auch in dieser Beziehung alle Unregelmässigkeiten nach Möglichkeit. Unter Beobachtung dieser Vorsichtsmassregeln gewinnt man ein photometrisches Material von derselben Genauigkeit, wie man es bei Durchmusterungen oder Zonen erhält, d. h. im allgemeinen wird man bei den Grössenschätzungen Fehler, die eine halbe Grössenclasse erreichen oder übersteigen, nicht begehen.
Das Schätzen der Grössen selbst muss durch Uebung erlernt werden, wie auch bei directen Beobachtungen; besondere IUicksicht ist aber darauf zu nehmen, ob der Stern dem Bande oder der Mitte der Platte nahe ist. Man muss sich für beide Lagen geradezu besonders einüben; es bildet sich
mul die Entstehung photographischer Bilder.
235
aber bald für jeden Beobachter eine feste Scala aus, deren individuelle Abweichungen durch Vergleichung mit photometrisch bestimmten Sternen ermittelt und durch spätere Bcduction unschädlich gemacht werden müssen. Es ist sehr auzurathen, auch wegen der Messungen selbst, nicht mit einfachen, sondern mit Doppelfäden zu messen; die Vergleichung der Durchmesser der Sternscheibchen mit der Fadendistanz erleichtert das Grössenschätzen in hohem Masse.
Unterhalb einer gewissen Helligkeit wird bei gegebener Expositionszeit keine Verbreiterung des primären Scheibchens mehr hervorgebracht. Die Sterne unterscheiden sich auf der Platte nur noch durch die Dichte des Niederschlags innerhalb der Scheibchen, und man kann hiernach die Grössensehätzuugen bis zu den schwächsten Sternen fortsetzen. Die Schätzungen fallen aber sehr viel ungenauer aus als bei den helleren Sternen; die Luftunruhe ist hier von noch grösserem Einflüsse, und die Construetion und Güte des Ohjectivs bedingen die Grenzen des Helligkeits- intervalls dieser Sterne. Im allgemeinen wird mau aunehmen können, dass die schwächsten, noch eben erkennbaren Sterne l'/i bis 2 Grüsseuclassen unterhalb der Helligkeit liegen, bei welcher eben ein in der Mitte noch ausexponirtes Scheibchen ohne merklich vergrösserten Durchmesser entsteht.
Bei exacten photometrischen Untersuchungen können die unterexpo- nirten Scheibchen nicht mehr benutzt werden; sie bieten aber für die Frage nach der Lichtstärke photographischer Instrumente noch besonderes Interesse, und wir werden deshalb weiter unten noch ausführlich darauf zurückkommen müssen.
Es ist bisher stillschweigend vorausgesetzt worden, dass die Helligkeitsbestimmungen, welche auf photographischem Wege erhalten worden sind, durch die Verwendung optisch ihrer Helligkeit nach bestimmter Sterne an die optische Grössenscala angeschlossen werden, d. h., dass das mittlere Intervall der photographischen Scala gleich dem mittleren Intervall der optischen 2.5 genommen wird, und dass an mindestens einer Stelle die beiden Scalen einen identischen absoluten Werth haben. Diese Forderung ist streng nur dann zu erfüllen, wenn man sich auf die sogenannten weissen Sterne beschränkt, genauer ausgedrückt, auf die Sterne der ersten Spectralclasse, bei denen der blaue und violette Tlieil des Spectrums, der für die Photographie massgebend ist, nicht mehr durch Absorptionen beeinflusst ist als die weniger brechbaren, für das Auge wirksamsten Theile des Spectrums. Bei den Sternen der zweiten Spectralclasse sind alle Theile des Spectrums durch Absorption geschwächt, so dass auch für das Auge ein solcher Stern schwächer ist, als er unter übrigens gleichen Umständen — gleiche Entfernung und gleiche wahre
■23(5
11. Die photographische Photometrie
Grösse — erscheinen würde, wenn er der ersten Classe angehörte. Die Zunahme der Absorption ist aber keine gleichförmige; sie ist im Dian und Violett beträchtlich stärker als im Roth und Gelb, und deshalb ist die photographische Intensität des Sterns beträchtlich stärker abgeschwächt als die optische. Bei der dritten Spcctralclasse ist dies in noch bedeutend vermehrter Weise der Fall; bei diesen Sternen hört die Strahlung gleich hinter G fast gänzlich auf.
Man kann den Betrag des Unterschiedes zwischen optischer und photographischer Helligkeit hei den Sternen der verschiedenen Spectralclassen leicht ermitteln, und man könnte somit auch diese Stenie auf die optische Grössenscala reduciren; dazu genügt aber nicht bloss die ungefähre Angabe der Spcctralclasse, so wie sie etwa durch die Farbe des Steins gegeben ist, sondern es muss die Stellung des Sterns in der Spectralreihc sehr genau bekannt sein, da gerade heim Uebergang von der zweiten zur dritten Classe sehr beträchtliche Unterschiede in der photographischen Wirkung auftreten, die sich nur hei genauer Betrachtung des Spectrums, nicht aller hei blossen Farbenschätzungeu deuten lassen. Von einer solchen Kenutniss der Spectra sind wir aber mit Ausnahme bei den 50 hellsten Sternen der nördlichen Hemisphäre noch sehr weit entfernt, und es bleibt daher vorläufig nichts Anderes übrig, als zur Grundlage der photographischen Grössenschätzungen optisch bestimmte weisse Sterne zu benutzen, deren Zahl etwa 2 3 aller Sterne beträgt, im übrigen aber die photographische Grössenscala als eine besondere für sich zu betrachten, innerhalb welcher mau genau dieselben Untersuchungen anstellen kann, wie innerhalb der optischen, die aber nicht in jedem einzelnen Falle mit der optischen Ubereinstimmt. Einen Aufschluss über die Grösse der Differenzen zwischen beiden Scalen für Sterne der zweiten und dritten Spcctralclasse können die folgenden Beobachtungen abgeben, die ich mit dem Potsdamer photographischen Refractor erhalten habe.
Stern
Photographische
Grösse
Optische
Grösse
(Pickeriug)
Differenz
Farbe (Schmidt)
in
m
m
ß Lacertae
5.0
4.5
— 0.5
orange
i!> Pegasi
5.1
4.6
— 0.5
roth
i Lacertae
5.7
4.1
— 1.6
roth-orange
<)' Androm.
5.0
3.4
— 1.6
tief goldgelb
u> Persei
6.3
4.7
— 1.6
roth
a Arietis
3.9
2.0
— 1.9
goldgelb
a Persei
6,1
4.4
— 2.0
rütlilicli
ß Androm.
4.4
2.2
— 2.2
roth
'/■ Androm.
6.2
4.0
— 2.2
goldgelb
t- Persei
6.3
3.9
— 2.4
roth
und die Entstellung photographischer Bilder.
237
Zwischen den Farbenbezeichnungen nach Schmidt und den obigen Differenzen ist ein Zusammenhang nicht zu erkennen; es darf dies bei der Unsicherheit derartiger Angaben, wie schon angedeutet, nicht verwundern. In Betreff der Spectra ist Genaueres nur über a Arietis und ■> Andromedae bekannt, die sich etwa auf der ersten Uebergangsstufe von der zweiten zur dritten Classe befinden, i; Persei wird nahe der Classe lila angehören. Sterne der Classe IIIb sind in dem obigen Verzeichnisse nicht enthalten; es steht zu erwarten, dass für diese die Differenzen noch beträchtlicher werden würden. Als Resultat der Vergleichung ist zu entnehmen, dass die Differenzen zwischen photographischer und optischer Grösse für die zweite Spectralclasse etwa zwischen 1.5 und 2.0 Grössen- classen liegen und für die Classe III jedenfalls mehr als 2.5 betragen werden.
Die Benutzung einer photographischen Grössenscala neben einer optischen, bei gleicher Berechtigung beider, stösst nur in einem Punkte auf Schwierigkeiten, nämlich in allen Fragen, in denen eine Beziehung zwischen Sterngrösse und Parallaxe auftritt. Es ist bisher, wie es scheint, überhaupt auf diesen Punkt nur wenig Rücksicht genommen worden. Auch bei optischen Grössenbestimmungen ist die Lichtmeuge, welche ein Stern der zweiten oder gar dritten Spectralclasse aussendet, bei gleicher Masse des Sterns eine beträchtlich geringere als diejenige eines Sterns der I. Classe. Die bisher gefundenen Beziehungen zwischen Grösse und Parallaxe sind daher inhomogen, und da etwa 1 / 3 aller Sterne zur zweiten oder dritten Classe gehören, so sind für dieses Drittel zu kleine Parallaxeuwerthe gefolgert. Dieses Missverhältnis wird für die Sterne, deren Grössen nach der photographischen Scala angegeben sind, beträchtlich gesteigert, indem für das erwähnte Drittel der Sterne die Intensitäten um das Vier- bis Fünffache kleiner erhalten werden als bei optischer Grössenbestimmung. Wie gross bei der letzteren bereits der Fehler ist, lässt sich nicht leicht übersehen, da eine grosse Reihe von Factoren hei den gefärbten Sternen in dem Sinne einer Herabsetzung der Lichtintensität auftritt, nämlich niedrigere Temperatur, vermehrtejelective und allgemeine Absorption, und ferner der Umstand, dass bei diesen Sternen die Dichtigkeit eine grössere ist, dass also bei sonst gleicher Masse eine kleinere ausstrahlende Oberfläche vorhanden ist.
Um die Unbequemlichkeiten und Uebelstäude einer mit der optischen nicht identischen photographischen Helligkeitsscala zu umgehen, hat man die Benutzung der sogenannten orthochromatischen Platten vorgeschlagen. Es ist bereits in dem Abschnitte über Objective darauf hingewiesen worden, dass bei den absolut achromatischen Rcflectoren sowie hei den melir- linsigen Objectivcn, bei denen nahe alle Strahlen vereinigt sind, diese
238
II. Die photographische 1‘liotometrie
Platten, mit Vortlieil benutzt werden können, besonders bei der Aufnahme von Nebelflecken, indem ein entschiedener Gewinn an Lichtstärke dadurch eintritt. Bei den für die photographischen Strahlen geschliffenen Objectiveu ist dagegen ihre Benutzung ausgeschlossen, indem hierbei die sehr starken rothen oder gelben chromatischen Abweichungskreise mit zur Abbildung gelangen. Aber auch ganz abgesehen hiervon, würde für die Photometrie kein besonderer Gewinn aus ihrer Verwendung resultircu, da die Platten durchaus nicht orthochromatisch sind. Es ist bisher kein Sensibilisator gefunden worden, der die Empfindlichkeit der Platten derjenigen unseres Auges einigermassen gleichbrächte. Es wird immer nur für eine bestimmte, abgegrenzte Strecke des Spectrums eine mehr oder weniger hohe Empfindlichkeit erzielt, und ausserdem bleibt das Maximum der Empfindlichkeit, im Gegensätze zum Auge, im blauen und violetten Tlieile des Spectrums. In der künstlerischen Photographie wird eine weitere Annäherung an die Empfindlichkeit des Auges durch Einschalten einer gelben Glasscheibe erreicht, durch welche ein Theil der blauen und violetten Strahlen zurückgehalten wird; damit ist aber natürlich ein ganz beträchtlicher Verlust der gesammten Lichtstärke verbunden, und eine Anwendung dieses Princips auf den Himmel wäre nur hei spcciellen Aufgaben an helleren Sternen möglich. Selbst hiermit würde nur wenig gewonnen sein, indem auch dann die beiden Scalen nicht identisch, sondern nur einander genähert würden; die Differenzen würden kleiner, aber sie fielen nicht fort. Bei der im allgemeinen geringen Haltbarkeit der farbeu- empfindlichcn Platten und der noch immer bestehenden Unsicherheit in ihren quantitativen Leistungen würden ausserdem neue Fehlerquellen in das Problem eingeführt werden.
Wir kommen nun zu einem der wichtigsten Abschnitte der photographischen Photometrie, zu der Frage, welche Grössenclassen bei gewissen Expositionszeiten und bei gegebenen Instrumenten noch eben zur Abbildung gelangen. Diese Frage ist von besonderem Interesse durch den Umstand, dass die Photographie unter Benutzung sehr lichtstarker Instrumente und sehr langer Expositionszeiten noch Sterne zur Wahrnehmung bringt, welche optisch nicht mehr erkennbar sind. Sobald die PL oder 12. Grösse überschritten ist, wird auch optisch die Helligkeitsbestimmung der schwächsten Sterne eine sehr unsichere: die Sichtbarkeitsgrenze ist für die grossen Refractoren ziemlich willkürlich festgesetzt, und besonders ist nicht mehr von einer einigermassen exacten Innehaltung des bei helleren Sternen üblichen Helligkeitsintervalls der Grössenclassen die Rede.
und die Entstehung photographischer Bilder.
230
Als die Fixsternphotographie in der zweiten Hälfte der achtziger .Itvlire ihren plötzlichen Aufschwung nahm, glaubte man, auch für die Helligkeitsbestimmung der schwächeren Sterne mit •einem Male ein Mittel gefunden zu haben; man nahm als ganz selbstverständlich an, dass Intensität und Expositionszeit im reciproken Verhältnisse ständen, und dass daher durch fortgesetzte Multiplication der Expositionszeit mit 2 '/ 2 fortgesetzt ein Gewinn von je einer Grösscnclasse erzielt würde. Man gelangte hierdurch selbst bei noch verhältnissmässig kurzen Expositionszeiten zu ganz ausserordentlich niedrigen Ilelligkeitsangaben: so sollten z. B. die für die Aufnahme der Himmelskarte bestimmten 13zölligen photographischen b'efractorcn in zwei Stunden Sterne der 17. Grösscnclasse abbilden. Das Ansehen, welches die llimmelsphotographie berechtigter- massen zu diesem Zeitpunkte erlangte, wurde durch die Angabe derartig enormer Leistungen der Instrumente noch beträchtlich erhöht; und insofern hat die überschwengliche und wissenschaftlich nicht begründete •Lobpreisung doch der astronomischen Wissenschaft einen Nutzen gebracht, als vielleicht ohne sie nicht das allgemeine Interesse an der lliminels- photographie in dem Masse erweckt worden wäre, wie es zur internationalen Vereinigung der Astronomen behufs Herstellung der grossen Himmelskarte nothwendig war.
Die Annahme, dass bei vermehrter Expositionszeit ein mit dieser in proportionalem Verhältnisse stehender Gewinn an Lichtstärke erhalten wird, involvirt die weitere, bereits erwähnte Hypothese, dass der vom Lichte auf der Platte geleisteten Arbeit eine unter allen Umständen genau gleiche Menge von Silberniederschlag entspricht. Die Arbeit, welche vom Lichte geleistet wird, oder vielmehr geleistet werden kann, ist gegeben durch das Product von Intensität und Zeit, durch das Product i-t. und die obige Annahme setzt voraus, dass, sofern it constant ist, auch die Niederschlagsmenge constant ist, gleichgültig, welchen Werth die einzelnen Eac-toreu besitzen. Dass diese Annahme nicht richtig ist, ist bereits kurz gezeigt; es muss aber der Wichtigkeit dieses Punktes wegen zunächst ausführlicher hierauf eingegangen werden.
Die gewöhnlichen Trockenplatten enthalten das Bromsilber in einem recht feinkörnigen Zustande. Die mittlere Grösse der Körner entspricht etwa derjenigen der Bacterien; sie sind also bei Betrachtung durch die Lupe oder durch die zum Messen bestimmten Mikroskope, deren Vergrößerung das 30 fache im allgemeinen nicht überschreitet, gar nicht oder kaum zu erkennen. Die grobe Structur der Platten, welche bereits bei fünf- bis sechsmaliger Vergrüsserung erkennbar wird, und die um so stärker ist, je empfindlicher die Platten sind, rührt her von der Vereinigung der kleinsten Körner in grössere Gruppen und Coutignrationen, die unter
210
11. Die photographische Photouietrie
Umstunden schon dem blossen Auge sichtbar werden können. Es scheint so, als oh gerade das stärkere Zusannnenhallen der Körner die grössere Empfindlichkeit der Platten bedingt; es lässt sich vorstellen, dass, wenn nur eines der zusammengeballten Körner durch die Belichtung afficirt wird, sicli die Fähigkeit des lfeducirtwerdens im Entwickler auch allen sich berührenden Körnern mittheilt, während sie sonst auf das isolirte Korn beschränkt geblieben wäre.
Worin eigentlich die Wirkung des Lichts auf das Bromsilber bestellt, ist zur Zeit noch nicht bekannt; doch hat man verschiedene Hypothesen hierüber aufgestellt. Einige nehmen an, dass thatsächlich eine chemische Umwandlung des Bromsilbers, welches für gewöhnlich durch reducirende Mittel, wie z. B. oxalsaures Eisen, Pyrogallussäure etc., nicht zersetzbar ist, in eine andere Verbindung, in das Silbersubbromid statttindet, welch letzteres dann leicht ralucirbar ist. Von anderer Seite ist die Hypothese aufgestellt worden, dass das Bromsilber durch die Belichtung in eine Modification desselben umgewandelt wird, ohne chemische Veränderung. Analoge Beispiele dieser Art giebt es ja viele; charakteristisch ist z. B. die durch Wärme zu bewirkende Umsetzung des rothen Jodquecksilbers in die gelbe Modification, welche ihrerseits wieder durch mechanischen Druck zurückverwandelt wird.
Es giebt indessen einen Umstand, auf den man bisher bei der vorliegenden Frage nur wenig geachtet hat, der, meiner Meinung nach, gegen die beiden vorstehenden Hypothesen spricht und dafür an eine andere denken lässt, welche ich hier mit allem Vorbehalte angeben möchte.
Bei sehr starker Belichtung tritt eine Ausscheidung des Silbers direct ein, ohne die sonst nothweudige Entwicklung. Der entstehende Niederschlag ist zwar niemals so kräftig, wie der hei normaler Belichtung durch die Entwicklung hervorgebrachte; das ist aber auch nicht zu erwarten, da die Ausscheidungen erst bei so starken Belichtungen eintreten, dass eine sehr beträchtliche Solarisation vorhanden ist, hei welcher auch durch Entwicklung der Niederschlag nur sehr matt sein würde. Es ist nun zunächst die wahrscheinlichste Annahme, dass zwischen der Entwickluugs- und der directen Methode der Silberausscheidung kein materieller, sondern nur ein gradueller Unterschied besteht, d. h., dass auch schon bei schwacher Belichtung die Silberausscheidung bei den betreffenden Körnern in geringem Masse stattgefunden hat, die nun durch den Entwickler bis zur völligen Zersetzung des ganzen Kornes fortgesetzt wird. Es würde dies ein ähnlicher Vorgang sein, wie hei der Krystallisation, die, nachdem der erste Anstoss dazu gegeben ist, unter geeigneten Verhältnissen sehr schnell zu Ende geführt wird.
Welches nun auch der eigentliche Vorgang sein mag, jedenfalls ist
und die Entstehung photographischer Bilder.
241
sicher, dass die Bromsilbertheilchen, welche die empfindliche Schicht zu- sannnensetzen, nicht von gleicher, sondern von sehr verschiedener Empfindlichkeit sind. Wären sie dies nicht, so müssten hei der geringsten wirksamen Belichtung sämmtliche Körner reducirbar geworden sein, es müsste sofort die totale Schwärzung der Platten erreicht werden, .was aber durchaus nicht der Fall ist. Um die letztere zu erzielen, ist vielmehr eine Lichtarbeit nothwendig, welche etwa das Hundertfache derjenigen beträgt, die bereits die ersten Spuren eines Niederschlags erzeugt. Diese Eigenschaft, welche übrigens allen lichtempfindlichen Substanzen eigen zu sein scheint, ist von höchster AVichtigkeit, da sonst die Photographie nicht im Stande sein würde, Intensitätsübergänge continuirlich darzustellen; sie würde sonst nur zur Wiedergabe von in Punkt- oder Strichmanier hergestellten Zeichnungen geeignet sein. Es wird übrigens von anderer Seite angenommen, dass die Körner alle gleich empfindlich seien, dass aber ihre Bedncirharkcit nicht die gleiche sei; für den Erfolg ist es gleichgültig, welche dieser Annahmen man machen will, sie laufen genau auf dasselbe hinaus, indem eigentlich Empfindlichkeit und Beducir- barkeit im vorliegenden Falle identische Begriffe sind.
Der graduelle Vorgang von der Belichtung Null an bis zur äusserst kräftigen ist nun der folgende.
Jede unbelichtete, auch mit der grössten Vorsicht bei der Fabrication behandelte Platte weist nach der Entwicklung eine nicht unbeträchtliche Anzahl von Silberkörnern auf, allerdings nicht in dem Masse, dass dieselben mit dem blossen Auge erkennbar wären oder gar einen leichten Schleier hervorbrächten. Dieser Umstand beweist, dass bereits während der Fabrication die Bedncirharkcit einzelner Körner eingetreten ist, so dass also deren Empfindlichkeit gleich unendlich zu setzen wäre. Beginnt man nun mit sehr geringen Belichtungen, so wird zwar die Zahl der zersetzten Körner stetig vermehrt, aber bis zu einer gewissen Grenze doch nur in sehr geringem Masse, so dass von einer Schleierbildung noch keine Bede ist. Die Platte befindet sich jetzt im Zustande der Vorbelichtung; denn es genügt nun eine weitere, sehr geringe Belichtung, die, einer gänzlich unbelichteten Platte applicirt, keine merkliche Wirkung hervorbringen würde, um eine plötzliche beträchtliche Vermehrung der reducirten Körner zu bewirken. Eine solche Vorbelichtung hat also die Platte empfindlicher gemacht, und der ganze Vorgang beweist, dass eine gewisse kleine Lichtarbeit zu einer Vorbereitung für die Bedncirharkcit nothwendig ist; eine direct erkennbare Leistung wird durch diese Vorarbeit nicht bewirkt, und hieraus folgt eine weitere, für unsere Zwecke sehr wichtige Thatsaehe, dass es nämlich eine gewisse, sehr kleine Intensität giebt, welche auch bei sehr grosser Expositionszeit, die man
Seheiner, Photographie der Gestirne. ] ^
242
[[. Die photographische Photometrie
praktisch als unendlich gross bezeichnen kann, keine erkennbare Wirkung auf die Platte ausübt.
Ist die Grenze der Vorbelichtung überschritten und verstärkt man die Belichtung graduell, so findet auch eine graduelle Vermehrung des Silberniederschlags statt, die, falls man nicht wirkliche Messungen anstellt, der Belichtung proportional zu verlaufen scheint, bis inan sich dem Maximum der Dichtigkeit des Niederschlags genähert hat. Es beginnt dann die Zunahme der Dichtigkeit immer geringer zu werden und schliesslich gänzlich aufzuhören. Verstärkt man die Belichtung immer mehr, so fängt wieder eine gewisse Aufhellung des Niederschlags an, die Zahl der rcducirbaren Theilcheu wird immer geringer, bis schliesslich nur noch ein schwacher Schleier übrig bleibt; es ist dann der höchste Grad der sogenannten Solarisation erreicht. Derselbe tritt ein, wenn die Belichtung das normale Mass um viele Tausendmal überschritten hat; bei noch weiterer Verstärkung der Belichtung beginnt auch wieder eine Verstärkung des Niederschlags bis zu einem gewissen Maximum, dessen Dichtigkeit aber beträchtlich geringer ist, als die des normalen Maximums; es folgt dann wieder ein Minimum u. s. w. Es scheint demnach, als ob die Dichte des Niederschlags eine periodische Function der Belichtung sei, mit stark abnehmender Amplitude. Es herrscht hierüber aber eine gewisse Unklarheit; die verschiedenen Untersuchungen widersprechen einander, und es ist jedenfalls noch sehr viel freies Feld zu Studien auf diesem Gebiete vorhanden.
Auch über das eigentliche "Wesen der Solarisation ist man noch durchaus im Unklaren. Es ist mehrfach angenommen worden, dass bei sehr starken Belichtungen ein gewisser Oxydationsprocess eintrete, durch welchen die Redueirbarkeit der Bromsilbertheilelien wieder aufgehoben wird; doch würde dieser Erklärung eine weitergehendc Periodicität der Erscheinung, falls eine solche wirklich existirt, widersprechen. Indessen hat Miclialke*) doch einen Erklärungsversuch in dieser liichtung unternommen. Derselbe bemerkt Folgendes: »Man könnte die Solarisation durch den Einfluss zweier Ursachen erklären: 1) einer rein physikalischen, ähnlich der galvanischen Polarisation, 2) einer chemischen, indem die Stelle, an welcher viele Brommoleküle ausgeschieden sind, hierdurch weniger entwickelungsfähig wird. Führt man einer Stelle der Platte durch Belichtung Energie zu, so kann diese zur Reduetion von Bromsilber zu Silbersubbromid verwandt werden. Die benachbarten und die tieferen Stellen werden nur Bromsilbertheilelien enthalten. Es tritt hierdurch das Bestreben der Ausgleichung ein, indem die minder belichteten Stellen
*) Photogr. Mitth. 27 , 127.
und die Entstehung photographischer Bilder.
243
lh'umatome abgeben, die belicliteten ebenso viele wieder aufnelimen. Es tritt infolge dessen an den belicliteten Stellen partielle Reduction fArbcits- aufnalnnc), au den weniger belicliteten Stellen Oxydation (Arbeitsabgabe) ein. Ausserdem werden an den stark belichteten Stellen mehr freie Brom- tbeilcben sieb befinden als an den schwach belichteten. Es werden daher bei der Entwicklung trotz der geringen Arbeitsaufnahme die geringer belichteten Stellen dunkler erscheinen. Positiv I. Ordnung.)
Die vergrösserte Arbeitsaufnahme an den dunkleren Partien wird aber ebenfalls eine Grenze finden. Es wird sich auch hier eine grosse Zald von Bromtheilchen ansammeln, welche die weitere Reductioii schwächen und auch den Polarisationsstrom ! Ausgleichungsstrom vermindern. Es tritt daher hei der Entwicklung wieder ein Zurückgehen der Schwärzung ein, während die helleren Partien wieder an Schwärzung zunehmen werden. So wird man bei genügend langer Exposition einen Zustand erhalten, bei welchem die stärker belichteten Partien wieder dunkler erscheinen (Negativ II. Ordnung), und so fort. Der Polarisationsstrom selbst wird nur unter dem Einflüsse des Lichtes stattfinden, da dieses die Leitung bewirkt, daher wird im Dunkeln bei einer partiell belichteten Platte der Ausgleich nicht statttinden.«
Für uns ist es nun von besonderem Interesse, dass der Solarisations- vorgang, dessen erste Anfänge wahrscheinlich schon lange vor der Erreichung des ersten Maximums beginnen, aufs deutlichste der Proportionalität von Belichtung und Dichte des Niederschlags widerspricht, und auch noch auf einen weiteren in derselben Richtung wirkenden Umstand muss aufmerksam gemacht werden, der darin besteht, dass infolge der merklichen Dicke der Gelatineschicht eine mehrfache Uebereinanderlageruug der Bromsilberkörner stattfindet, so dass die Körner der unteren Schichten sich im optischen Schatten der oberen befinden; cs tritt hierdurch bereits bei den Anfangsbelichtungen ein Verzögerungsfactor auf, der um so grösser sein muss, je dicker die Gelatineschicht und je silberhaltiger dieselbe ist.
Das Verhalten der Dichte des Niederschlags oder auch umgekehrt der Transparenz der Platte zu den beiden Factoren, welche die Belichtung zusammensetzen, zu Zeit und Intensität, ist nur massgebend bei der Aufnahme von Flächenobjecten (Sonne, Mond, Planeten und Nebelflecken;, bei denen man doch behufs möglichster Deutlichkeit einen möglichst grossen Contrast erzeugen will. Nach Versuchen von Michalkc a. a. 0.) stellte sich folgendes Verhältniss der Transparenzen heraus, wenn die Expositionszeit eine Vermehrung um je 50% ihres Betrages erfuhr. Die unbelichtete Gelatine hatte die Transparenz 0.4; sie nahm bei den ersten Graden der Belichtung um 8% ah und schliesslich bis zu 47%, um als-
1G*
244
II. Die photographische Photometrie
daun wieder bis zum Wertlic 1, d. h. bis zum Verschwinden jeglichen Unterschiedes der Transparenz, abzunehmen.
Das contrastreiehsto Bild tritt ein, wenn das Verhiiltniss der Transparenzen dem der Expositionszeiten möglichst nahe kommt, und das findet bei den mittleren Expositionszeiten statt.
Aehnliche Verhältnisse erhält man, wenn man bei eonstanter Expositionszeit die Intensitäten oder sogenannten indicirten Helligkeiten ändert. Es mögen auf die einzelnen Stellen einer Platte die Helligkeiten //,, II 2 , //, • ■ • indicirt sein, wobei //„ die günstigste Belichtung sei; es sei
das Helligkeitsverhältniss = tt = jt = ••••■ , - = c constant.
ri\ tii Yi : . ri n — \
Die erzeugten Transparenzen seien T u I\, T 3 , ■ ■ ■ T n . Es ist nun nach
T y y
den Versuchen Michalkcs: 2 7T —— = c = - ist.
2)1 — ! ‘hi—\
Aus diesen Annahmen folgt:
II), = C II n — | 1 n = C I n — i
II)i — 1 dl n —2 Ui — 1 'U £ 2 „—•>
. T„ — 2 < c T„ _ 3
oder II n — c //„ _, = c 1 II n _ 2 = c :) //„ _ 3 .
T n = C T n — n < C’-Tn- l < &T n _ 3 .
daher allgemein:
II,, II*
T„ ^ T* ’
H» ^
//, ^ T x ’
d. h. für geringere llelligkeitsunterschicde wird bei bestimmter Expositionszeit das Verhältniss der Transparenzen dem Verhältnisse der Intensitäten nahe kommen. Es existirt aber für jeden zu pliotographirenden Intensitätsunterschied eine bestimmte günstigste Expositionszeit, und für die gesummten zu photographirenden Intensitätsunterschiede wird es demnach eine untere und eine obere Grenze der günstigsten Expositionszeit geben, welche das Intervall der richtigen Belichtungszeit einschliesst.
Auch durch die Art des Entwickelns hat man es in der Hand, Contraste zu verstärken oder abzuschwächen. Besonders bei der Entwickelung nicht allzu schwacher Nebelflecke kann man durch geeignete Moditication des Entwickelungsverfahrens ausserordentliche Vortheile er-
und die Entstellung; photographischer Bilder.
245
zielen. Bei der Verzögerung der Entwickelung, z. B. durch Zusatz, von Broinkalium heim Eisenentwickler, werden die nur wenig belichteten Stellen in viel stärkerem Masse zurüekgehalten als die kräftig belichteten. Man kann dies soweit treiben, dass die schwächer belichteten Stellen eines Objectes, die bei gewöhnlicher Entwickelung noch einen sehr merklichen Niederschlag gezeigt haben würden, glashell bleiben, während doch die am kräftigsten belichteten Partien ihre volle Schwärzung erhalten. Da eine derartige Verzögerung auch auf das llervortreteu der Solarisationserscheinungen stark hemmend wirkt, so kann bei dieser Art der Entwickelung ein zweiter Gewinn an Contrast auch dadurch erzielt werden, dass die. hellsten Stellen des Objectes, welche bereits eine merkliche Solarisation und damit Schwächung des Niederschlags bei gewöhnlicher Hcrvorrufung bewirkt hätten, nunmehr doch in voller Kraft erscheinen. Die nachträgliche Verstärkung von Aufnahmen, auf denen durch Verzögerung des Entwickeln« die dunkelsten Stellen des Objectes gänzlich klar geblieben sind, bringt eine noch weitere Vermehrung des Contrastes hervor, indem die klaren Stellen gar nicht und die Mitteltöne weniger durch Verstärkung gewinnen als die kräftigsten.
Ueber den Zusammenhang zwischen Expositionszeit und Intensität einerseits und der Transparenz der Niederschläge andrerseits sind in neuerer Zeit mehrere tlieils theoretische, theils experimentelle Untersuchungen angestellt worden von Abney*), llustcr**), Driffield und Eider***'. Die von den Genannten aufgestellten Formeln und Entwickelungen haben indessen für die Erkenntnis» der Erscheinungen keine Bedeutung; sie beruhen auf gänzlich willkürlichen Voraussetzungen.
Nachdem auf den vorigen Seiten in allgemeiner Weise die Unrichtigkeit des Gesetzes i ■ t = constans klargelegt worden, müssen wir auf speciellcre Untersuchungen hierüber übergehen, von denen indessen nur eine solche von Michalket) der Wiedergabe werth erscheint. Zunächst zeigt Michalke, unter welcher einfachen Voraussetzung das Gesetz i-t = constans ableitbar ist. Diese Voraussetzung bestellt darin, dass die Zahl der in jedem Zeittheilchen durch das Licht moditicirtcn Körner proportional ist der Anzahl der noch überhaupt vorhandenen nicht moditicirteu Körner, ferner der indicirten Helligkeit (oder Intensität) und der Expositionszeit.
Enthält eine Platte in der Flächeneinheit n redueirbare Körner, so werden nach der Belichtungszeit x Körner bccintiusst sein, also noch n — x Körner reducirbar bleiben. Werden nun in dem kleinen folgenden
*) Eders Jalirb. 1894, 30. ***, Eders Jalirb. 1894, 23.
**) Eders Jalirb. 1894, 157.
i) Photogr. Mitth. 27, 261, 29Ü, 305.
246
II. Die photographische Photometrie
Zeittheilclien dt dx Körner modificirt, so ist, wenn p einen von der Empfindlichkeit der Platte abhängenden Factor bezeichnet,:
dx = p u — x)idt.
Hieraus folgt:
( = /V^T-- »"<1
dp[n—x)t x = n {1 — e~P u ).
In dieser Formel kommen i und t nur als Producte vor, d. li. unter den obigen rein willkürlichen Voraussetzungen ist das Gesetz it = cou- stans abzuleiten.
Michalke hat nun seine Untersuchungen in der Weise angestellt, dass er ermittelte, welche Expositionszeit erforderlich war, um bei gegebener Intensitätsänderung gleiche Schwärzung hervorzubringen. Die Versuche ergaben, dass sieb die Platten aus verschiedenen Fabriken in dieser Beziehung verschieden verhalten; als Beispiel für eine bestimmte Platte giebt er folgendes Täfelchen:
Intensität
Berechnete
Expositionszeit
nichtige
Expositionen
Abweichung von it = constans
i
i
i
_
'.4
4
4.S
20%
*/ie
JO
20
250/o
*25
25
32
30 ■ ■ ■ ■
photographirt. Dann wurden mit stark abgehlendetem Ohjectivc zwei Aufnahmen mit den Expositionszeiten T und zwei weitere mit den Zeiten T' angefertigt. Schliesslich wurde die erste Reihe der Aufnahmen wiederholt zur Eliminirung etwaiger Aenderungen des Luftzustandes.
T wurde so gewählt, dass ungefähr die Sterne der neunten Grösse bei abgeblendetem Objective erhalten wurden, und t n so, dass annähernd dieselbe Grösse ohne Abblendung erschien, T wurde festgesetzt durch die Gleichung T' = (>.25 T, und f 0 endlich ist die genäherte Zeit, in welcher man mit voller Ocffnung dieselbe Grösse erhält wie in T' bei abgeblendetem Objective.
Es wurden nun die schwächsten Sterne aufgesucht, welche noch bei den Expositionszeiten T und T erschienen waren, und gleichzeitig wurde für dieselben Sterne die Sichtbarkeitsgrenze bei den Reihen £_•>, #~i etc. und f_ i etc, aufgesucht, so dass durch Interpolation für die Sichtbarkeitsgrenze die Zeiten t m und t' u ermittelt werden konnten. Wenn nun die Formel it = constans richtig wäre, so müsste sein
T
4
T
oder
C.
T
T '
Einerseits sind hierbei t' n und t, n und andrerseits T und T unter genau gleichen Umständen erhalten worden; folglich ist die Beziehung zwischen ihnen völlig frei von constanten Fehlerquellen und von dem Einflüsse des Diaphragmas.
Bei der von Duner ausgeführten Prüfung dieser Formeln wurde 'f = 50 s , T' = 31 2 S genommen. Die Serien t_ 2 ■ ■ ■ variirten von 9 5 bis 14 s . diejenigen £_ 2 ... von -14 s bis 74 s , und für die obigen Verhältnisse ergab sich
T T'
— = 4.3 ; , = 5.55 .
hll ?il
Die Formel it — constans ist also nicht richtig.
Für die Zeiten t m und t' n fanden sich die Werthc
4, = 11-6, t,; = 56!2,
und als diesen Zeiten entsprechende Grenzwerthe der Sternhelligkeit er-
M. M.
geben sich 9.0 und 10.3. Um also von der 9. Grösse an einen Gewinn von 1.3 Grösscnclassen zu erhalten, musste die Expositionszeit mit 4.S multiplieirt, werden, und wenn man aunclnnen wollte, dass dieser Factor bis zur 11. Grösse derselbe bliebe, so würde man die 11. Grösse erhalten,
252
11. Die photographische Pliotometrie
■wenn man die Expositionszeit für die 9. Grösse mit 7.1 anstatt (i.25 mul- tiplieirte. Diese Annahme ist aber für noch schwächere Sterne nicht richtig-, da der Factor mit abnehmender Sternhelligkeit zunimmt. Es war T T'
gefunden worden — = 4.5 und tt = 5.55 ; man muss also 7.4 mit
hn hl
multipliciren, wenn man die untere Grenze des Factors erreichen
will, mit dem man die Expositionszeit multipliciren muss, um von der I I. Grösse auf die 15. Grösse zu gelangen. Diese Grenze wird 9.55, und das ist sehr nahe derselbe AVertli, wie er aus der Anwendung der Gitter vor dem Objeetive sieh ergehen hat.
Durch eine weitere Fortsetzung der Duner’schen Methode und Ueber- legungen wird man leicht die verschiedenen AVerthe des Factors für die verschiedenen Helligkeiten der Sterne finden und so wenigstens für bestimmte Plattensorten das Gesetz, welches die Helligkeiten und Expositionszeiten mit einander verbindet, empirisch ermitteln können.
Die Durchmesserbestimmung der Sternscheibchen ist nicht der einzige AVeg, auf welchem photographisch-photometrische Untersuchungen angestellt werden können.
Soweit dem AArfasser bekannt ist, hat Janssen zuerst den A’orschlag gemacht, die Sterne stark ausserhalb des Focus aufzunehmen und nach dem Abstande vom Focus und der Transparenz der entstehenden Scheiben die Helligkeiten zu ermitteln. Praktische ATrsuche hierüber scheinen nicht angestellt worden zu sein, und es ist auch nicht zu erwarten, dass diese Methode A’ortlieile bieten wird, da gerade die Messung der Transparenzen recht unsicher, jedenfalls aber der allen optischen Methoden eigenen physiologischen Genauigkeitsbegrenzung unterworfen ist.
Eine andere Methode besteht darin, die Platte während der Exposition nicht in relativer Tiulie zu den Sternen zu halten, sondern die letzteren über die Platte laufen zu lassen, wobei ihre Spuren Zurückbleiben. Es kann dies auf verschiedenem AYcge erreicht werden, am einfachsten durch Feststellung des Fernrohrs, wobei dann die Sterne vermöge der täglichen Pcwegung über die Platte geführt werden. Die Geschwindigkeit, mit welcher die Sterne die Platte passiren, ist dann proportional dem Cosinus der Declination. A T on diesem A’erfahren hat Pickering*) zuerst praktische Anwendung gemacht, gleichzeitig aber auch ein anderes A'er- fahren in der Nähe des Pols angewendet, bei welchem die Sterne auf
*, Aimals of the Harvard College Obs. 18.
und die Entstehung photographischer lülder.
2Ö3
einer Platte, mit gleicher Geschwindigkeit laufen. Es wird nämlich die Stundenaxe des Fernrohrs sehr stark aus ihrer richtigen Lage gebracht, und dann werden die Aufnahmen mit gehendem Uhrwerk angestellt. Hol den und Sehaeberle haben vorgeschlagen, auch der Fassette durch ein Uhrwerk eine gleichförmige llewegung zu ertheilen. Will man die tägliche Iiewegung zur Erzeugung der Spuren verwerthen, so kann man dies auch durch blosse Aenderung des Uhrganges erzielen; man erhält hierdurch beträchtlich langsamere llewegung, und dieses Verfahren eignet sieh daher
Fig. 49.
besonders für schwächere Sterne , die bei stillstehendem Fernrohre keine Spuren erzeugen würden.
Bei sehr hellen Sternen oder bei sehr langsamen Bewegungen werden die Spuren völlig ausexpouirt, und es tritt eine Verbreiterung derselben ein, die auf genau denselben Ursachen beruht, wie bei ruhenden Sternen die Ausbreitung der Scheibeheu. Die Messung der Durchmesser solcher Spuren führt also zur llelligkeitsbestimmung der Sterne, aber im allgemeinen nicht mit demselben Grade von Genauigkeit, weil infolge der Luftunruhe die Spuren nicht glatt erscheinen, sondern aus lauter kleinen Curvenstücken zusammengesetzt sind und vielfache Verdichtungen (Knoten) oder schwächere Stellen zeigen (siehe Fig. 19). Man hat deshalb wohl diese
254
II. Die photographische Photometvie
Methode bisher uicht benutzt, sondern sieh nur auf die Bcurtheilung der Transparenz des Niederschlags in den Spuren beschränkt, damit aber auch die Bedenken wieder hervorgerufen, welche bereits bei der Benutzung von ausserhalb des Focus aufgenommenen Sternen hervorgeholten worden sind.
Die durch die Aufnahme von laufenden Sternen von Pickering*) erhaltenen photonietrischen Besultate sind leider durch die Yerwerthung eines unrichtigen photometrischen Princips (kreisförmige Übjectivabblen- dung) stark in ihrem Wertlie herallgedrückt; indessen haben sie doch zu einem interessanten Ergebnisse geführt. Bei laufenden Sternen ist die Expositionszcit eines Flächenelements proportional der Geschwindigkeit der Bewegung; man müsste daher erwarten, dass die Transparenz der Spuren
proportional dein Cosinus der De- clination abnimmt. Pickering bat aber gefunden, dass dies durchaus nicht stattfindet, sondern dass die Abweichungen hiervon die Hälfte des ganzen Betrages der Cosinuscorrection erreichen, und zwar in dem Sinne, dass die Transparenzen weniger stark abnehmen, dass also die Niedersehlagsdichte nicht der Expositionszeit proportional verläuft. Pickering hat hiernach also schon in den Jahren I SSti bis I SSO einen Beweis für die Ungültigkeit des Beeiprocitätsgesetzes von Zeit und Intensität geliefert.
Es dürfte am Schlüsse dieses Capitels der Ort sein, auf die eigen- thümlichc Erscheinung der Lichtringe einzugehen, von welchen die Scheibchen heller Sterne häutig umgeben sind, und die im hohen Masse störend wirken, weil dadurch die in der Umgebung heller Sterne befindlichen schwächeren Sterne zum Theil verschleiert werden. Die Erscheinung äussert sieh darin, dass bei hellen Sternen die Scheibchen zunächst in normaler Weise bis zum Verschwinden an Intensität abnehmen, dass alsdann aber in einem gewissen Abstande eine neue Schwärzung der Platte scharf ansetzt, um wiederum allmählich bis zum Verschwinden abzunehmen (Fig. 50). Die Erscheinung hat also grosse Aelmlichkeit mit dem Halo,
Fig. 50.
i
mm
*) Annals Ilarvard College Obs. IS.
und die Entstellung photographischer Bilder.
2 .'. 5
welcher häufig hei dunstigem Wetter den Mond umgieht; es lässt sieh aber leicht zeigen, dass sie auf durchaus andere Weise zu Stande kommt, nämlich durch die Totalreflexion von der liüekseitc der Platte.
In Fig. 51*) sei 0 der belichtete Punkt der empfindlichen Schicht <) CIIX. l)a diese Schicht nicht durchsichtig, sondern nur durchlässig ist. so ist der Punkt 0 als primäre Lichtquelle zu betrachten, die nach allen Lichtungen hin ausstrahlt, also auch nach der Biickseite EBLM der Platte hin. Die Strahlen OE, OB, OL werden zum grössten Theile gebrochen und verlassen die Glasplatte nach rückwärts, wie z. B. der Strahl BS. Nur ein geringer Tlieil des Lichtes wird durch die gewöhnliche Reflexion zurückgeworfen und trifft wieder auf die empfindliche Schicht. Ganz anders verhalten sich die Strahlen vom Punkte M an. wo die Totalreflexion beginnt. Dieselben werden alle, abgesehen von der Absorption im Glase, mit unveränderter Intensität zuriiekrellectirt und treffen die empfindliche Schicht vom Punkte JV an. Da die Grenze der Totalrcfieetion eine scharfe ist, so ist auch die Begrenzung des Binges nach Innen im Punkte X eine scharfe. Alle Strahlen, welche diesen lting bilden, kommen aus dem virtuellen Bilde (>'■
Bezeichnet man mit n den Brechungsindex von Luft gegen Glas, mit B den Grenzwinkel der Totalreflexion, so ist n sin li = 1 .
Ist nun e die Dicke der Glasplatte und o = OH der innere Radius des Halos, so ist
2 e
ü — 2ß tg 1! oder o =--
" V«* — 1
Der Halbmesser des Binges ist also proportional der Dicke der Glasplatte und wird kleiner, je grösser n wird. Für die violetten Strahlen ist er also kleiner als für die rotheu. _
Da n im Mittel gleich 3 /.> ist, so ist
denen die Expositionszeit sehr kurz genommen werden kann, wird die Messuugsgenauigkeit, sofern die Monde nur unter einander angeschlossen werden, genau wie hei den Fixsternen weiter getrieben werden können als durch directe Beobachtung. Sollen die Bahnelemente der Monde ebenfalls bestimmt werden, muss also auch ein Anschluss der Monde an die Scheibe erfolgen, so wird letzterer wohl ebenso unsicher werden, wie bei der directen Messung, und die photographische Methode wird dann vielleicht keinen Vortheil vor anderen gewähren. Vielleicht gelingt es aber auch hierbei, durch gewisse Hülfsmittel etwas weiter zu kommen. Treibt man z. B. die Expositionszeit so weit, dass die Jupitersscheibe solarisirt wird, so wird die verbreiterte Scheibe mit einem dunklen Bande erscheinen (siehe pag. 82 ), auf den wahrscheinlich recht gut eingestellt werden kann, und der genau concentrisch zur Scheibe liegt.
Gleichzeitig aber werden die Bilder der Monde stark verbreitert und verwaschen, und es kann nur Sache der Praxis sein, zu entscheiden, ob der hiermit verbundene Nachtheil den durch die Solarisation erreichten Vortheil aufhebt oder nicht.
Die Aufsuchung der kleinen Planeten ist durch die Anwendung der Photographie in den letzten Jahren in ganz ausserordentlichem Masse erleichtert worden, und die Zahl der Entdeckungen hat sich dadurch gegenüber den Vorjahren verdoppelt. Ob hieraus für die Astronomie ein wirklicher Vortheil erwachsen ist, scheint mehr als fraglich. Für unser Jahrhundert ist die Entdeckung der kleinen Planeten und die damit zusammenhängenden Bemühungen, einerseits durch Karten und Fixsternpositionen die Auffindung und Ortsbestimmung zu erleichtern, andrerseits aber durch die Vervollkommnung der Theorie die einmal gefundenen Objecte auch dauernd festzuhalten, eine ausgiebige Quelle des Fortschritts in der Richtung der Exactheit gewesen. Das massenhafte Eintreten von Plauetenentdeckungen aber gerade zu einer Zeit, als das schon vorhandene Material auch nicht annähernd mehr zu bewältigen war, wirkt im entgegengesetzten Sinne: Durch die Nothwendigkeit bedingte Unexactheit erzeugt ein Gefühl der Unsicherheit, welches sonst der Astronomie fern geblieben ist. Es ist nicht streng wissenschaftlich, nach immer neuen Planetenentdeckungen zu trachten, wenn man bestimmt weiss, dass der grösste Theil derselben doch wieder verloren geht und ihre Auffindung wieder einem Zufall überlassen bleiben muss. Dieses ürtheil über die Planetenentdeckungen darf aber nicht Veranlassung sein, Uber den "Werth der photographischen Methode selbst absprechend zu ur- theilen, mit welcher wir uns nun etwas näher befassen müssen.
Die Unterscheidung der kleinen Planeten von Fixsternen geschieht allein durch ihre eigene Bewegung; bei den directen Aufsuchungsmethoden
290
111. Geschichte der Ilimmclsphotographie.
ist wegen des meist geringen Betrages der Bewegung die Ortsveränderung erst innerhalb grösserer Zeiträume mit Sicherheit zu erkennen, und man vergleicht daher Messungen und Zeichnungen mit einander, die von zwei auf einander folgenden Abenden kerriihrcn. Auf der photographischen Blatte dagegen bildet sich der Blauet uicht mehr als Bunkt, sondern als kurzer Strich ab, sofern eine genügend lange Expositionszeit hierzu gewählt wird 1 bis 2 Stunden). Der Blanet wird also durch seine abweichende Form von den Fixsternen unterschieden.
Bei ruhenden Objecten ist die Lichtstärke eines Fernrohrs photographisch nahe eine unbegrenzte, da sie mit der Expositionszeit ständig, wenn zuletzt auch nur sehr langsam, wächst; bei bewegten Objecten ist das nicht mehr der Fall, sondern nach Ablauf einer gewissen Expositionszeit wirkt eine Verlängerung derselben nicht mehr im Sinne der Lichtstärke, sondern erzeugt nur eine Deformation des Bildes. Diese Grenze ist erreicht, wenn der Bildpunkt auf der Blatte infolge der Eigeubewegung des Objectes seinen eigenen Durchmesser durchlaufen hat. Die absolute Lichtstärke eines Fernrohrs für Blaneteuaufnahmen ist also abhängig von Oeffnung und Brennweite des Objectivs, von der Grösse der Eigenbewegung und ausserdem von eiuein schwer definirbaren Factor, der seinerseits von der Grösse des Objectivs und der Luftunruhe abhängt.
Kennt man für ein Fernrohr den Durchmesser des kleinsten Bildpunktes und die Lichtstärke für verschiedene Expositionszeiteu, so lässt sich ungefähr die untere Ilelligkeitsgrenze der mit diesem Instrumente noch aufnehmbaren kleinen Blaneten angeben. Man kann annehmen, dass die eigene Bewegung der kleinen Blaneten in der Opposition im Mittel O'.o in der Zeitminute beträgt. Für deu photographischen Befractor von 13 Zoll Oeffnung und 3.4 m Brennweite ist der Durchmesser des kleinsten Scheibchens zu 3" anzunehmeu; ein Blauet durchläuft diese Strecke in etwa 6 Minuten, in welcher Zeit der Befractor noch die Sterne der 11. Grösse liefert. Kleine Blaneten bis zur 11. Grösse lassen sich mithin mit diesem Iustrumente noch aufnehmen. Dasselbe, ja noch mehr, lässt sich aber durch viel einfachere Mittel erreichen. Das Euryskop von 4 Zoll Oeffnung, welches am photographischen Befractor der Bots- damer Sternwarte angebracht ist, giebt kleinste Scheibchen von 30" Durchmesser; diese Strecke wird von einem kleinen Blaneten erst in 60 Minuten durchlaufen, und in dieser Zeit liefert das Instrument Sterne der 11.3. bis 12. Grösse; es eignet sich also besser zur Aufnahme vou kleinen Blaneten als der grosse Befractor.
Dieser Vorzug der kleineren Instrumente mit kurzer Brennweite vor den grösseren ist aber noch fast nebensächlich gegenüber einem anderen, der durch das grössere Gesichtsfeld der ersteren bedingt wird. Mit den
Die Planeten.
297
kleineu aplanatischen Objectiven lassen sich leicht Flächen von 100 Quadratgrad und mehr aufuchmen, während die grösseren Kefractoren höchstens 4 Quadratgrad zu liefern vermögen. Durch das grosse Gesichtsfeld kommt hauptsächlich erst die photographische Methode zu ihrer Bedeutung; erst dadurch tritt die Wahrscheinlichkeit ein, bereits nach wenigen Aufnahmen einen neuen kleinen Planeten im aufgenommenen Felde zu haben. Es ist das Verdienst von M. Wolf, die Bedeutung der Instrumente mit grossem Gesichtsfelde und kurzer Brennweite für die Aufsuchung kleiner Planeten zuerst erkannt und in die Praxis übersetzt zu haben.
Wenn auch im allgemeinen die Planetenstriche neben den Punkten der Fixsterne leicht erkannt werden können *), sobald die Helligkeit eine genügende ist, so kann doch nur selten aus einer einzigen Aufnahme ein sicherer Schluss auf die Existenz eines Planeten gezogen werden. Besonders sind es Unreinlichkeiten auf der Platte, welche zu Täuschungen Anlass geben; aber auch Doppclstcruc und Aneinanderreihungen schwacher Sterne können ähnliche Striche wie Planeten erzeugen. Eine sichere Entscheidung erhält man nur, wenn zwei Aufnahmen möglichst kurz hinter einander gemacht werden. Auf der einen Platte ist dann die Stelle, wo sich ein Strich auf der anderen befindet, leer; aber der eine Strich muss die Fortsetzung des anderen bilden. Bei zweistündiger Expositionszeit für jede Aufnahme resultirt hieraus ein beträchtlicher Zeitaufwand, und Wolf hat deshalb eine modificirtc Methode unter Benutzung zweier gleicher Objective angewendet. Zuerst wird eine Stunde mit dem einen Objective allein aufgenommen, die zweite Stunde mit beiden Objectiven und die dritte mit dem zweiten allein. Damit erhält man zwei auf einander folgende Aufnahmen mit je zwei Stunden Expositionszeit zusammen in drei Stunden.
Aus der Kichtung und Länge eines Planetenstriches lässt sich Pichtu ng und Grösse der täglichen Bewegung des Planeten einigermassen feststellen; dagegen ist das Taxiren der Grössen sehr schwierig, und man scheint meist geneigt zu sein, die Grössen zu unterschätzen, die Helligkeiten also zu schwach anzugeben.
Bei der Verfolgung eines bereits aufgefundenen Planeten bietet die Photographie keinen wesentlichen Vortheil mehr. Man erhält in diesem Falle schneller und mit grösserer Genauigkeit weitere Positionen, wenn mau nach der alten Methode mit grösseren Instrumenten direct beobachtet.
Die erste photographische Aufnahme eines bereits bekannten kleinen Planeten dürfte diejenige der Sappho sein, die Roberts**) mit seinem
*) M. Wolf. Die Photographie der Planetoiden. Astr. Xaelir. 139, 97.
** M. N. 47, 265.
298
III. Geschichte der Ilimmelsphotograpliie.
Spiegelteleskope im December 1886 erhalten hat. Der Planet war damals 11. Grösse.
Die erste eigentliche Entdeckung geschah durch Wolf am 22. December 1891; sie bezog sich auf den Planeten (323) Brucia. Von da an häufen sich diese Entdeckungen in ganz ausserordentlicher Weise durch Wolf und Charlois. Das Jahr 1892 weist 29 Planetenentdeckungen auf, darunter 25 auf photographischem Wege; für 1893 beträgt die Zahl 26 (25), für 1894 22, so dass Ende 1894 die Numerirung der kleinen Planeten bis über 400 gestiegen ist. Die Entdeckungszahlen für die vorhergehenden Jahre sind:
1888 10 Entdeckungen
1889 6
1890 15
1891 22 » , darunter 2 auf photographischem Wege.
Die Zahl der Entdeckungen hat sich also im Durchschnitt seit Einführung der photographischen Methode verdoppelt.
Capitel IV.
Die Cometen und Sternschnuppen.
Die Cometen. Für die Aufnahme von Cometen, als von Objecten mit Flächenausdehnung, gelten dieselben Kegeln wie für diejenigen der Nebelflecken. Als erschwerender Umstand kommt aber die meist sehr starke scheinbare Bewegung dieser Himmelskörper hinzu, die es in fast allen Fällen notliwendig macht, den Cometenkern selbst während der Aufnahme zu halten, was bei schwachen Cometen sehr schwierig ist und unter allen Umständen zur Folge hat, dass die gleichzeitig mit aufgenommenen Sterne wegen ihrer scheinbaren Bewegung gegen den Cometen als Striche abgebildet werden.
Der helle Comet des Jahres 1858, der Donati’sche, war der erste, dessen photographische Aufnahme unternommen wurde. W. de la Eue versuchte es vergeblich, mit seinem lOfüssigen Spiegelteleskope das Bild des Cometen zu fixiren; dagegen gelang dies bei verhältnissmässig sehr kurzer Expositionszeit dem Photographen Usherword*) in Walton Common mit Hülfe einer gewöhnlichen Porträtlinse.
-) M. N 19, 138.
Die Couieten und Sternschnuppen.
299
Der nächste hellere Comet, der von 1861, wurde ebenfalls von W. de la Rue zu photographiren versucht, aber wieder ohne Erfolg.
Gute Erfolge wurden erst hei dem grossen Cometen von 1881 erzielt. H. Draper erhielt bei einer Expositionszeit von 2 h 42 m ein Bild des Cometen, auf dem sowohl der Kern und die Coma als auch der Schweif, letzterer in einer Ausdehnung von 10°, zu erkennen waren. Auch Common erhielt mit seinem Spiegelteleskope von 91 cm Oeffnung schon bei einer Expositionszeit von 20 Minuten ein gutes Bild des Cometen und seines Schweifes. Janssen in Meudon verwandte zur Aufnahme dieses Cometen ein Fernrohr von 50 cm Oeffnung und 1.60 m Brennweite. Er erhielt mit demselben eine Reihe von Aufnahmen bei verschiedenen Expositionszeiten, aus denen er dann durch Zeichnung ein Gesammtbild des Cometen herstellte und im Annuaire du Bureau des Longitudes für 1882 in photographischem Drucke veröffentlichte. Dieses Bild ist also keineswegs eine dirccte Aufnahme des Cometen, wie anfangs vielfach geglaubt wurde.
Von dem grossen Septembercometen des Jahres 1882 sind vornehmlich durch Gill gute Aufnahmen bei verschiedenen Expositionszeiten erhalten worden. Derselbe verwandte hierzu ein gewöhnliches Porträt- objectiv von 6 cm Oeffnung- und 28 cm Brennweite. In den letzten'Jahren sind von fast jedem hellen Cometen zahlreiche Aufnahmen gemacht worden, ja man hat bereits sehr lichtschwache Cometen auf photographischem Wege entdeckt (Comet Barnard 1892).
Eine wesentliche Förderung ist durch die photographische Aufnahme von Cometen bis jetzt für die Astronomie nicht erzielt worden. Das dürfte aber weniger darin liegen, dass hierfür die photographische Methode etwa nicht geeignet wäre, als an dem rein äusserlichen Umstande, dass seit der Vervollkommnung der photographischen Methoden und Instrumente auffallend grosse und helle Cometen nicht erschienen sind. Es kann keinem Zweifel unterliegen, dass z. B. die bei grossen Cometen beobachteten, vielfachem Wechsel unterworfenen Ausstrahlungen durch die Photographie der Messung viel besser zugänglich gemacht werden müssen als durch directe Beobachtungen.
Bei dem Cometen Holmes konnte durch Aufnahmen die sternartige Feinheit des Kerns constatirt werden, weil bei diesem Cometen die grossen Eefractoren zu verwenden waren. Sonst beziehen sich die Resultate der bisherigen Cometenaufnalimen wesentlich auf die Form der Schweife.
Bei längeren Expositionszeiten mit Porträtlinsen erhält man leicht bei Cometen noch die Bilder von Schweifen, die optisch nicht mehr wahrnehmbar sind, und diese Schweife erscheinen im allgemeinen sehr viel schmäler, als man nach der bei grossen Cometen gemachten Erfahrung
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
300
annelimen sollte. So zeigt z. 11. der Comet Gale 1894 auf den Bar- nard’sclieu*) und AVolf’schcn**} Aufnahmen einen Schweif von etwa 10° Länge bei einer Breite von nur wenigen Bogenminuten.
Sehr viele Einzelheiten zeigen die Barnard’schen Aufnahmen des Cometen Brooks***) 1893. Der Hauptschweif geht geradlinig vom Kopfe etwa 5° bis 6° aus, ist auch zunächst sehr schmal, wird aber schliesslich etwas breiter und zerfällt in einzelne wolkenartige Tlieile. Neben diesem Hauptstrahl gehen noch mehrere, sehr schmale und scharfe Strahlen vom Kopfe aus, die mit dem Hauptstrahl Winkel bis zu etwa 10° einschliessen.
Schon zweimal ist auf Aufnahmen, die hei Gelegenheit einer totalen Sonncntinsterniss erhalten worden sind, ein sonnennalier Comet gefunden worden; doch konnte in beiden Fällen der Comet späterhin nicht wieder entdeckt werden. Der erste Fall dieser Art ereignete sich bei der Sonneu- finsterniss von 1882 Mai 16, der zweite bei derjenigen von 1893 April 16; bei letzterer ist der Comet auf fast allen Aufnahmen, die während der Totalität gemacht sind, sichtbar.
Die Sternschnuppen. Für die Beurtheilung, von welcher Helligkeit Sternschnuppen sein müssen, um mit einem gegebenen Instrumente aufgenommen werden zu können, gelten dieselben Kegeln wie bei bewegten Objecten überhaupt: Sterne bei feststehendem Fernrohr und kleine Planeten. Bei Sternschnuppen sind die scheinbaren Geschwindigkeiten im allgemeinen ausserordentlich viel grösser als bei den anderen genannten Objecten, und daher muss die Helligkeit derselben selbst für Instrumente mit kurzer Brennweite sehr gross sein. Am vortheilhaftesten ist die Aufnahme in der Nähe des Eadiationspunktes, weil hier die scheinbaren Geschwindigkeiten am geringsten sind.
Die Festlegung einer Sternschnuppenbahn durch directc Beobachtung resp. durch Einzeichnen in Sternkarten liefert nur eine sehr massige Genauigkeit, während auf einer photographischen Aufnahme dies mit mehr als der hundertfachen geschehen kann. Das Problem der Höheubestim- mung von Sternschnuppen aus correspondirenden Beobachtungen ist photographisch demnach in demselben Verhältnisse exacter zu lösen, und deshalb sind schon vielfach Vorschläge und Versuche in dieser Kichtung gemacht worden, ohne dass indessen, soweit mir bekannt, es zu einem wirklichen Resultat gekommen wäre.
Die ersten Versuche wurden von Zenkeri) bei Gelegenheit des grossen Sternschnuppenfalls am 27. November 1885 gemacht, waren aber nur wenig vom Wetter begünstigt. Zwei Apparate mit lichtstarken
*) Astr. and Astropliys. 13, 421
***) Astr. and Astropliys- 13, 789.
**) Astr. Nachr. 135, 257. t Astr. Nadir. 113, 228.
Die Cometen und Sternschnuppen.
-.501
Porträtlinsen waren in ö km Entfernung von einander aufgestellt, und vor dem Objective des einen derselben war eine Scheibe mit sectorförmigen Ausschnitten angebracht, so dass durch deren Drehung Belichtungen von '/io Secunde Dauer erreicht werden konnten. Die Sternschnuppenbahnen mussten sich also stückweise abbildeu, und aus der Distanz der Stücke sollte die Winkelgeschwindigkeit der Bewegung bestimmt werden. Resultate sind nicht erhalten worden, weil, wie es scheint, keine Sternschnuppe für die betreffenden Apparate hell genug gewesen ist.
Fig. 52.
In ähnlicher Weise wurde bei demselben Stemsclmuppeufalle von Weinek*) verfahren, nur war die Basis ausserordentlich viel grösser; sie umfasste nämlich die Strecke Prag-Dresden. In Dresden konnten wegen schlechten Wetters überhaupt keine Aufnahmen erhalten werden; auf den Prager Platten ist eine einzige Sternschnuppe abgebildet.
Diese sowie andere Versuche haben gezeigt, dass die angewandten Objective für die durchschnittliche Geschwindigkeit und Helligkeit der Sternschnuppen noch zu lichtschwach sind. Jesse**) macht daher auch darauf aufmerksam, lieber nur in der Nähe des Radiatiouspunktes auf- zunehmen, um kleinere scheinbare Geschwindigkeiten zu haben. Vor allem
*) Astr. Nachr. 113, 374.
** Ebenda 111), 153.
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
302
aber muss bei diesen Versuchen auf grössere Lichtstärke geachtet werden, und in dieser Beziehung wird man daher auf die Euryskope, wie sie zur Aufsuchung der kleinen Planeten und zu Aufnahmen der Milchstrasse benutzt werden, allein angewiesen sein. Dass diese Objective hierzu geeignet sind, haben die Aufnahmen vonAVolf*) bewiesen, der auf seinen Platten mehrfach durch Zufall das Gesichtsfeld durchschneidende Steru- schnuppenbahnen aufgefundeu hat. Diese Aufnahmen haben auch zu physikalisch interessanten Resultaten geführt, indem bei zweien der erhaltenen Bahnen diese letzteren keineswegs gleichförmig waren, sondern mehrere Maxima und Minima aufwiesen, also ein periodisches Hellerund Schwächerwerden der Sternschnuppen andeuteteu.
Zur systematischen Abfangung von Sternschnuppen hat Elkin** einen Apparat construirt, mit dem der verfolgte Zweck wohl erreicht werden dürfte, falls er mit geeigneten Objectiven versehen wird. Das Instrument besteht, wie die Fig. 52 (vor. Seite) zeigt, aus einer langen Polaraxe nach Art der englischen Montirung, die durch ein Uhrwerk gedreht wird. Auf dieser Axe ist in der Mitte die Declinationsaxe angebracht, welche an jedem Ende einen Arm trägt, an welchem je drei Kammern drehbar befestigt sind. Bei dem grossen Gesichtsfelde der hierzu verwendbaren Objective kann natürlich durch sechs derselben gleichzeitig ein grosser Theil dos Himmels unter Controlle gehalten werden. Die Dimensionen des Apparats sind recht gross; die Stunden- axe ist 12 Fuss lang.
Capitel V.
Die Fixsterne.
Die ersten erfolgreichen Versuche der photographischen Aufnahme von Fixsternen datiren bis zum Jahre 1850 zurück, wo es AA T . C. Bond und AVhipple gelang, auf einer im Brennpunkte des grossen Cambridger Aequatoreals angebrachten Dagucrreotypeplattc ein Bild des hellen Sterns u Lyrae und des Doppelsterns a Geminorum, welcher letztere länglich erschien, aufzunehmen. Diese Aufnahmen Hessen erkennen, dass ein Fortschritt in diesem Zweige der Himmelsphotographie zunächst nicht zu erwarten war, einmal wegen der Unempfindlichkeit der Daguerreo- typeplatten und dann wegen des ungenügenden Functionirens des Uhrwerks.
* Astr. Xaclir. 129, 101.
** Astr. and Astroph. 13, 626.
Die Fixsterne.
303
Infolge des letzteren Umstandes war es bei Verlängerung der Expositionszeit auf einige Minuten nicht möglich, kreisrunde Bilder zu erhalten.
Im Jahre 1857 nahm G. P. Bond*} in Gemeinschaft mit Whipple und Black die Versuche wieder auf, nachdem das Aequatoreal mit einem besseren Uhrwerke versehen worden war und inzwischen der Collodium- process das Daguerre’sche Verfahren verdrängt hatte. Gleich die ersten Aufnahmen gaben überraschend schöne Resultate, und wie Bond, wie bereits an anderer Stelle gezeigt ist (pag. 212), schon damals alle charakteristischen Eigenschaften der photographischen Sternscheibchen gedeutet hat, so hat er auch die Wichtigkeit und die Tragweite der Einführung der Photographie in die Fixsternastronomie erkannt und hat gelehrt, dass dieselbe wesentlich in der Exactheit der Positionsbestimmungen zu suchen ist. Die Messungen an einer Anzahl von Aufnahmen des Doppelsterns Mizar führten zu der Distanz von 14'.'49 und dem Positionswinkel 147950. Die Struve’schen Messungen hatten hierfür ergeben 1l'.'IO resp. 147940. Als wahrscheinlichen Fehler einer einzelnen photographischen Distanz fand Bond ± 0"12.
Diese ausserordentlich erfolgreichen Versuche, die zu sehr viel besseren Resultaten geführt hatten, als man jemals hatte erwarten können, waren die Veranlassung zu einem Briefe G. P. Bonds**) an Wm. Mitchell, in welchem er die Vorzüge der neuen Methode und ihre Aussichten in klarster Weise auseinandersetzt: »So weit ich informirt bin, ist sonst noch nirgendwo der Versuch gemacht worden, Fixsterne zu photographiren; das Gerücht Uber ein in Italien angefertigtes Daguerreotype eines Nebels hat sich nicht bestätigt.
»Vor ungefähr sieben Jahren (1850, Juli 7) erhielt Mr. Whipple Daguerreotypeaufnahmen des Bildes von « Lyrae im Brennpunkte des grossen Aequatoreals und ebenfalls von Castor, indem er so die einfache, aber nicht uninteressante Thatsache feststellte, dass ein solches Verfahren überhaupt möglich ist. Hierbei war eine Expositionszeit von ein oder zwei Minuten erforderlich, um einen Eindruck auf der Platte zu erhalten, und während dieser Zeit waren die Unregelmässigkeiten des Münchener Uhrwerks so gross, dass die Symmetrie des Bildes zerstört wurde, während die schwächeren Sterne der zweiten Grösse überhaupt die Platte nicht »fassten« (»take«).
»Einige Jahre später wandte Mr. Whipple seine Aufmerksamkeit der Photographie von Mond und Sonne zu, und die Sterne wurden sich selbst überlassen. Aber die Verbesserungen schritten rasch vor; die Präparirungen
*' Stellar Photography. Astr. Nachr. 47, 1—0.
**) Pübl. of tlie Astr. Soc. of the Pacific. 2, 300.
304
III. Geschichte der niinraelsphotographie.
wurden empfindlicher; die Künstler hatten mehr Geschicklichkeit erlangt. Gleichzeitig wurde das Princip des »spring-governor« gründlich untersucht, und man fand, dass dasselbe geeignet war, eine grosse Lücke in der Fortführung der Teleskope auszufüllen und ihnen eine unvergleichlich viel gleichförmigere Bewegung zu ertheilen, als dies mit dem Münchener Mechanismus erreicht werden konnte.
»Die Herren AVhipple und Black fingen ihre Versuche mit Sternaufnahmen (vermittels des Collodiumprocesses) im März dieses Jahres wieder an und fahren zur Zeit noch damit fort. Die Ausgabe an Zeit, Chemikalien etc. ist viel beträchtlicher, als man vorher geglaubt haben würde — jede Nacht eröffnet thatsächlich neue Gesichtspunkte, welche erklärt sein wollen. Das Gebiet der Erfahrung ist ein zu ungeheures, als dass es auf einmal beherrscht werden könnte, selbst wenn wir mit unbeschränkteren Mitteln versehen wären. Aber die Resultate, welche wir schon aus den Dis jetzt angestellten einzelnen Versuchen haben erhalten können, sind von höchstem Interesse und eröffnen Möglichkeiten für die Zukunft, welche man sich kaum auszumalen getrauen kann. Wenn noch ein solcher Fortschritt, wie der seit 1850, erzielt werden könnte, so würde derselbe zweifellos von unberechenbarer Wichtigkeit für die Astronomie sein.
»Dasselbe Object, a Lyrae, welches im Jahre 1850 100 Secunden zur Erzeugung eines immer noch unvollkommenen Bildes auf der Platte erforderte, wird nun momentan als eine symmetrische Scheibe photo- graphirt, vollkommen geeignet zur exacten mikrometrischen Ausmessung. Wir waren damals auf ein oder zwei Dutzend der hellsten Sterne beschränkt, während wir jetzt alle aufnehmen können, welche mit blossem Auge sichtbar sind. Sogar von Woche zu Woche können wir entschiedene Fortschritte erkennen.
»Von der Schönheit und der Bequemlichkeit der Methode werden Sie sich kaum eine genaue Vorstellung machen können, ohne sie selbst kennen gelernt zu haben, wozu Sie, wie ich hoffe, bald im Stande sein werden.
»Die Menge von Material, welches in einer schönen Nacht erhalten werden kann, bei gänzlicher Freiheit von Belästigung und Ermüdung, die selten bei gewöhnlichen Beobachtungen zu fehlen pflegen, ist erstaunlich. Die Platten, normal hergestellt, können für zukünftiges Studium hei Tageslicht und Müsse zurückgelegt werden. Das Resultat liegt da, ohne Raum zu Zweifeln und Irrthümern, in voller Treue. Bis jetzt jedoch können wir nur Bilder von Sternen bis zur 6. Grösse inclusive erhalten.
»Um von wirklichem Nutzen für die Astronomie zu sein, müssen auf alle Fälle noch grosse Verbesserungen gemacht werden, und dies wird sicherlich nicht ohne eine Menge von Erfahrungen eintreten.
Die Fixsterne.
305
»Wenn wir dies beschleunigen könnten, würden wir bald im Staude sein, anzugeben, was wir in der Fixsternphotographie erreichen können und was nicht. Die letzte Grenze haben wir jedenfalls noch nicht erreicht. Gegenwärtig muss die Hauptaufmerksamkeit darauf gerichtet sein, die Empfindlichkeit der Platten zu erhöhen, für welche, wie mir von höchsten Autoritäten in der Chemie versichert worden ist, von theoretischem Gesichtspunkte aus kaum eine Grenze zu setzen ist. Wir wollen voraussetzen, dass wir schliesslich im Stande sein werden, noch Bilder von Sternen der 7. Grösse zu erhalten.
»Es ist gestattet, dann anzunehmen, dass wir auf einem hohen Berge und bei reinerer Atmosphäre mit demselben Teleskope noch die 8. Grösse aufnehmen werden. Die Oeffnung des Objectivs auf das Dreifache zu vermehren, ist eine mögliche Sache, wenn nur das Geld dazu gefunden werden kann. Dies würde die Helligkeit der Sternbilder auf das ungefähr Achtfache vermehren, und wir würden dann im Stande sein, alle Sterne bis zur 10. oder 11. Grösse zu photographiren. Es liegt also nichts Extravagantes darin, eine zukünftige Anwendung der Photographie auf die Stellarastronomie in diesem höchst prächtigen Massstabe vorauszusagen. Es ist sogar in diesem Augenblicke nur eine Frage, ein oder zwei Hunderttausend Dollar aufzutreiben, um hiermit das Teleskop herzustellen und die Experimente aufzunehmen.
»Welche bewundernswürdigere Methode könnte zum Studium der Bahnen der Fixsterne und zur Lösung des Problems ihrer jährlichen Parallaxe erdacht werden, denn diese, wenn wir die Eindrücke der tele- skopischen Sterne bis zur 10. Grösse erhalten könnten? Bedenken Sie dabei, dass Gruppen von 10 oder 50 sogar, Avenn so viele im Gesichtsfelde vorhanden sind, eben so rasch aufgenommen Averden können, Avie nur einer allein — vielleicht nur in Avenigen Secunden —, und dass jeder mit ausserordentlicher Genauigkeit ausgemessen Averden könnte.
»Ich habe zwei Avichtige Gesichtspunkte in der Stellarphotographie noch nicht berührt. Einer ist der, dass die Intensität und Grösse der Bilder in Verbindung mit der Zeit, Avährend Avelcher die Platte exponirt Avorden ist, die relative Sterngrösse misst. Der andere Punkt ist der, dass die Messungen der Distanzen und PositionsAvinkel von Doppelsternen, welche Avir auf unseren besten Platten erhalten haben, sich von derselben Genauigkeit Avie die besten mikrometrischen Messungen ergeben haben. Unsere späteren Aufnahmen sind viel vollkommener und Averden noch bessere Erfolge geben.« Die kühnsten Hoffnungen Bonds sind heute nicht nur erreicht, sondern sogar weit übertroffen.
Gleichzeitig mit Bond oder kurz nach ihm hat sich W. de la Eue mit der Aufnahme der Fixsterne beschäftigt. In dem »Keport of the
Sclieiner, Photographie der Gestirne. 20
306
III. Geschichte der Ilimmelsphotographie.
British Association hold at Manchester in September 1861« finden sich folgende Bemerkungen von ihm: »Ich möchte jetzt Ihre Aufmerksamkeit auf einen neuen Gegenstand richten, auf die photographische Repro- duction einer Stemgruppe, z. B. einer solchen, welche das Sternbild des Orion bildet, oder mit anderen Worten, auf die photographische Herstellung einer Sternkarte. Ich habe schon mehrere Versuche in dieser Richtung angestellt und befriedigende Resultate erhalten; ich glaube wenigstens, ein Verfahren zu haben, durch welches diese Methode der Construction einer Himmelskarte leicht verwirklicht werden kann. Das hierfür am besten geeignete Instrument ist ein photographisches Objectiv von im Verhältniss zu seiner Oeffnuug kurzer Brennweite (die Brennweite kann so gewählt werden, dass man einen gewünschten Massstab für die Karte erhält;, welches mit seiner Camera auf einem mit Uhrwerk versehenen Aequatoreal montirt ist.
»Die Fixsterne bilden sich mit grosser Schnelligkeit auf der Collodium- schicht ab; ich habe keine Schwierigkeit darin gefunden, bei massiger Expositionszeit Photographien der Plejaden im Brennpunkte meines Teleskops zu erhalten; sie -würden noch schneller mit einem Porträtobjectiv erhalten werden könuen. Die Schwierigkeit in der Herstellung der Sternkarten liegt nicht in der Fixining der Bilder, sondern im Auffinden der vorhandenen Bilder; sie sind thatsächlich nicht grösser als die (Staub-) Körnchen, welche man auch im besten Collodium findet«.
Von besonderem Interesse ist in dieser Aeusserung de la Ru es der Hinweis auf die Benutzung von Objectiven mit verliältnissmässig kurzer Brennweite, deren Verwendung in den letzten Jahren eine so vielseitige geworden ist.
De la Rue scheint übrigens später keine weiteren Versuche in der Stellarphotographie angestellt zu haben, wenigstens hat er nichts mehr darüber publieirt*).
Einen weiteren Fortschritt in der Photographie der Fixsterne bezeichnen die Arbeiten Rutherfurds, die Ende 1864 begannen. Derselbe ist wesentlich bedingt durch die Benutzung eines Objectivs (28 cm Oeff- nung,, welches für die photographisch wirksamen Strahlen achromatisirt war und somit eine bessere Vereinigung dieser Strahlen und also grössere Lichtstärke kerbeifiilirtc. Rutlierfurd konnte hiermit Sterne bis zur 9. Grösse aufnehmen. Im Sternhaufen der Praesepe erhielt er bei 3 Minuten Expositionszcit und einem Gesichtsfelde von einem Quadratgrad 23 Sterne der 9. Grösse. Eine Expositionszeit von einer Secunde lieferte ein kräftiges Bild von Castor, und in einer halben Secunde wurde bereits
*) Kayet. Notes sur fHistoire de la Photographie Astronomique. Paris IS87.
Die Fixsterne.
307
der Begleiter dieses Sterns sichtbar; mit einem Objective von gleicher Oeffnung, welches aber für die optischen Strahlen achromatisirt war, konnte dasselbe 'Resultat erst in 6 Secunden erhalten werden.
Kutherfurd gebührt das grosse Verdienst, nicht bloss Aufnahmen angefertigt, sondern auch deren Ausmessung mit einem besonders zu diesem Zwecke construirten Apparate vorgenommen zu haben (die Bond’schen Messungen an Mizar sind nur angestellt worden, um die Genauigkeit der Methode zu zeigen). Die Messungen von drei Aufnahmen der Plejaden sind bereits 1806 von Gould reducirt und mit den Bessel- schen Heliometermessungen verglichen worden, wobei sich eine sehr befriedigende Uebereinstimmung ergab. Auch die Messungen an der Praesepe sind 1870 von Gould berechnet worden.
Während Kutherfurd einerseits auf seine Kesultate in der Fixsternphotographie mit Befriedigung blicken konnte, indem sie schon nahe die Hoffnungen Bonds realisirten, erkannte er andrerseits, dass weitere Fortschritte nunmehr bloss von einer Verbesserung des photographischen Verfahrens zu erwarten waren, und dies war Grund genug für ihn, sich überhaupt von der Himmelsphotographie abzuwenden. Gould beabsichtigte, die Versuche fortzusetzen, und nahm 1870 das Rutherfurd’sche Objectiv mit nach Cordoba, Leider zerbrach während des Transportes die Flintglaslinsc, und erst 1875 konnte Gould nach Beschaffung einer neuen Flintglaslinse die photographischen Arbeiten aufnehmen; es gelang ihm, in wenigen Jahren 1350 Photographien von Sternhaufen des südlichen Himmels, eine grosse Zahl von Doppelsternaufnahmen und schliesslich Beobachtungsreihen von Fixsternen mit starker Eigenbewegung behufs Untersuchung derselben auf Parallaxe zu erhalten. In der ersten Zeit benutzte Gould hierzu noch Collodiumplatten, in den letzten Jahren dagegen schon die viel empfindlicheren Bromsilber-Gelatineplatten. Mit der Ausmessung und Keduction dieser Aufnahmen ist zwar begonnen worden, doch liegt eine Publication darüber noch nicht vor.
Gleichzeitig mit Gould hat sich auch H. Drap er erfolgreich mit der Stellarphotographie befasst; seine Arbeiten beziehen sich aber einerseits mehr auf die photographische Aufnahme von Sternspectren und gehören also nicht in den Rahmen dieses Buches, andrerseits auf die Aufnahme von Nebelflecken und werden daher erst im nächsten Capitel besprochen werden.
Vom Jahre 1882 an ist bereits die Zahl der Astronomen, welche sich mit der Stellarphotographie beschäftigt haben, eine so grosse, dass es nicht möglich ist, eine exacte Chronologie festzuhalten. Es kommen hier wesentlich in Betracht*) die Arbeiten von Common, von der astro-
* Ray et. Notes sur l’Histoire de la Photographie Astronomique. Pag. 39.
20 *
308
III. Geschichte der Ilimmelsphotographie.
uomischen Gesellschaft zu Liverpool, von Gill und von den Gebrüdern Henry. Der Beginn dieser Epoche fällt zusammen mit der weiteren Verbreitung der Erfindung der Bromsilber-Gelatineplatten durch Maddox.
Die ersten Arbeiten Commons beziehen sich auf Aufnahmen von Nebelflecken; dann aber hat er sich ernstlich der Aufgabe der Herstellung einer Himmelskarte auf photographischem Wege zugewandt. Zu diesem Zwecke benutzte er zunächst eine gewöhnliche photographische Kammer mit einem Objectiv von 10 cm Oeffnung, die er auf dem Bohre seines grossen Spiegelteleskops befestigte. Dieselbe hatte ein Gesichtsfeld von 10° und zeichnete in etwa 20 Minuten die Sterne bis zur 9. Grösse auf. Aus der Gesammtheit seiner Versuche schliesst Common, dass derartige Objective am besten zur Herstellung einer Himmelskarte geeignet seien, und dass die grossen Spiegelteleskope nur zur Aufnahme von interessanten Objecten, wie Nebelflecken und Sternhaufen, verwendet werden sollten. Bei diesen kleinen Instrumenten genüge es auch vollständig, zur Erzielung runder Sternscheibchen einen Stern mit Hülfe der Feinbewegung im Sucher des Fernrohrs zu halten.
Von Seiten der astronomischen Gesellschaft in Liverpool beschäftigte sich zunächst Koberts mit der Herstellung einer Himmelskarte. Seine ersten Versuche gehen bis zum Jahre 1883 zurück und beziehen sich auf die Vergleichung verschiedener Objective, deren Oeffnung unter 15 cm war; sie wurden an einem Aequatoreal von 18 cm Oeffnung angebracht. Die Erfahrungen, welche Roberts hiermit gewann, veranlassten ihn, die Versuche in grossem Massstabe aufzunehmen, und so liess er sich von Grubb ein Spiegelteleskop (versilberter Glasspiegel) von 50 cm Oeffnung und 2.54 m Brennweite anfertigen, welches im Jahre 1885 an Stelle des Gegengewichtes auf der Declinationsaxe seines Acquatoreals von 18 cm Oeffnung angebracht wurde. Mit Hülfe dieser Einrichtung, die übrigens bereits 1883 von Huggins benutzt worden war, haben beide Instrumente dieselbe Bewegung in Rectascension, aber eine unabhängige in Declination; das eine kann als Leitfernrohr für das andere dienen, und die Ungleichheiten in der Bewegung des Uhrwerks können auf diese Weise aufgehoben werden, nicht aber diejenigen, welche durch verschiedenartige Durchbiegung der beiden Fernrohre entstehen f's. pag. 96). Mit diesem Spiegelteleskope hat Roberts bei einem Gesichtsfelde von 2 Quadratgrad und einer Expositionszeit von 15 Minuten eine Anzahl von Aufnahmen der nördlichen Polarzone erhalten, welche im doppelten Massstabe der Bonner Durchmusterung beträchtlich mehr Sterne als letztere enthalten.
Mit einem der Liverpooler astronomischen Gesellschaft gehörigen Grubb’schen Fernrohr von 23 cm Oeffnung und 4.S5 m Brennweite hat ferner T. E. Espin eine Anzahl von Sternaufnahmen erhalten.
Die Fixsterne.
309
In den Beginn der achtziger Jahre fallen auch die ersten Versuche Pickerings auf dein Gebiete der Stellarphotographie. Er benutzte zuerst ein photographisches Objectiv von 18 cm Oeffnung und 0.94 m Brennweite, welches auf dem grossen Aequatoreal angebracht wurde und hei einem Gesichtsfelde von 15 Quadratgrad in 15 Minuten Expositionszeit Sterne der 8. Grösse aufnehmen liess. Auf Grund dieser Versuche hat nun Pickering ein nach besonderer Art montirtes photographisches Aequatoreal construirt, dessen Ohjectiv 20 cm Oeftnung und 1.15 m Brennweite besitzt. Das Fernrohr ist am äussersten Ende einer U-förmig gebogenen Stahlaxe angebracht, welche sich in der Polaraxe dreht. Das ganze Instrument hat'in seiner Aufstellung also eine gewisse Aehnlich- keit mit demjenigen, welches dir. Scheiner zur Beobachtung der Sonnenflecken anwandte. Das Gesichtsfeld umfasst 5 Quadratgrad. In welchem Umfange Pickering mit diesem Instrumente Aufnahmen hergestellt hat, ist mir nicht bekannt.
Die erste umfangreiche Anwendung der Photographie zur Mappirung des gestirnten Himmels ist von Gill am Cap der guten Hoffnung gemacht worden, und zwar zur Fortsetzung der Bonner Durchmusterung auf den südlichen Himmel. Das von Gill benutzte Instrument besteht aus einem Dallmeyer’schen Objective von 15.2 cm Oeftnung, welches auf einem viereckigen Holzrahmen befestigt ist, der seinerseits eine mit Uhrwerk versehene aequatoriale Montirung besitzt. Als Sucher dient ein Fernrohr von 7.6 cm Oeffnung und 1.4 m Brennweite. Jede Platte umfasst 36 Quadratgrad; bei einer Expositionszeit von einer Stunde werden die Sterne bis zur 9. und 10. Grösse ahgehildet, so dass sich die erhaltene Karte in Bezug auf Helligkeit der Bonner Durchmusterung vollständig anschliesst. Die Beobachtungen sind bereits über den ganzen südlichen Himmel abgeschlossen, und auch die enorme Arbeitsleistung, welche die Ausmessung der Platten und die Catalogisirung der einzelnen Sterne erfordert hat, ist durch Kapteyn in Groningen bereits erledigt; das Erscheinen des ersten photographischen Himmelsatlasses steht in nächster Zeit zu erwarten.
Die Unmöglichkeit, die von Chacornac in Paris begonnene Mappirung der ekliptischen Region des Himmels in gleich umfangreicher Weise auf die in der Milchstrasse gelegenen Theile auszudehnen, veranlasste die Gebrüder Henry, zu diesem Zwecke die Photographie als Hülfsmittel zu verwenden. . Selbst geschickte Mechaniker und Optiker, vermochten sie nach eigenem Ermessen ihre Apparate herzustellen, unterstützt durch das Interesse, welches der Director der Pariser Sternwarte, Mouchez, ihren Bestrebungen entgegenbrachte, und nicht zum mindesten durch die Munificenz der französischen Regierung. Sie construirten zuerst ein für die chemisch wirksamen Strahlen geschliffenes Ohjectiv von 16 cm Oeff-
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
310
innig und 2.1dm Brennweite. Dieses Objectiv wurde mit einer hölzernen photographischen Camera auf dein Bohre eines kleinen Aequatoreals der Pariser Sternwarte angebracht. Das Fernrohr des Aequatoreals selbst diente als Sucher resp. Lcitfernrolir, und cs gelang, bei einer Expositionszeit von 45 Minuten Sterne bis zur 12. Grösse*; aufzunehmen, wobei die Definition der Bilder eine so vorzügliche war, dass Doppelsterne von 1'.'8 Distanz noch getrennt werden konnten. Diese erfolgreichen Versuche veranlassten die Gebrüder Henry nunmehr, ein photographisches Fernrohr in grossen Dimensionen herzustellen und an demselben gleichzeitig die von ihnen als notliwendig erkannten mechanischen Verbesserungen anzubringen. Sie verfertigten zu diesem Zwecke ein für die photographischen Strahlen achromatisirtes Objectiv von 34 cm Oeffnung und einer Brennweite von 3.43 m, also mit einem Brennweitenverhältnissc von l : 10, wie es bisher bei einfachen achromatischen Linsen wohl noch nicht in Anwendung gekommen war. Bei der gewählten Focalweite entspricht einer Bogenminute ein linearer Werth von 1 mm. Als Leitfernrohr verwandten sie ein für die optischen Strahlen achromatisirtes Objectiv von 24 cm Oeffnung und von nahe der gleichen Brennweite wie das photographische. Die wesentlichste Vervollkommnung besteht nun darin, dass sowohl das photographische Instrument als auch das Leitfernrohr in demselben Rohre angebracht sind, beide nur durch eine dünne Scheidewand getrennt. Wie an anderer Stelle, pag. 96, aus einander gesetzt, ist diese Einrichtung die einzige, welche ein strenges Halten der Sterne, frei von den Fehlem der Durchbiegung etc., ermöglicht. Das Doppelfernrohr wurde als englisches Aequatoreal montirt, wobei zwar der Pol selbst nicht zu erreichen ist, wohl aber ein ungehinderter Uebergang von der einen Seite des Meridians auf die andere stattfinden kann.
Um mit Sicherheit die Bilder schwacher Sterne von zufälligen Fehlern der empfindlichen Schicht unterscheiden zu können, verwandten die Gebrüder Henry in etwas modificirter Weise ein bereits von Rutherfurd vorgeschlagenes und benutztes Verfahren. Sie machten drei Aufnahmen derselben Gegend auf derselben Platte bei geringer Verstellung, so dass jeder Stern ein kleines gleichseitiges Dreieck von 3" bis 4" Seitenlänge bildet. Die Erfahrung hat inzwischen gelehrt, dass bei der Ausmessung der Platten unter dem Mikroskop auch bei einfachen Aufnahmen Verwechslungen von Sternen mit Fleckchen u. dgl. nicht leicht Vorkommen, so dass die allerdings noch etwas vermehrte Sicherheit durch den dreifachen Zeitaufwand doch allzu theuer erkauft ist. Uebrigens soll nicht verhehlt werden, dass die dreifachen Aufnahmen noch für einen anderen
*) Ueber die Grüssenangaben der Pariser Astronomen siehe pag. 238.
Die Fixsterne.
311
Zweck von Vortlieil sind, nämlieli für die dircctc Reproductiou, bei welcher sonst die kleineren Sternsclicibchen gewöhnlich verloren gehen.
l)er neue photographische Rcfractor in Paris ist seit dem Jahre 1885 in Benutzung, und von diesem Jahre au datirt der eigentliche Aufschwung der Ilimmelsphotographie, besonders noch dadurch gefördert, dass bei einer dreistündigen Aufnahme der Plejaden ein den hellen Stern Maja umgebender Nebel entdeckt wurde, der bis dabin auch in viel grösseren Re- fraetoren optisch nicht bemerkt worden war.
Als unmittelbare Folge der grossen Fortschritte, welche durch die Pariser Astronomen auf dem Gebiete der Stellarpkotographie gemacht worden sind, ist das grossartigste Unternehmen, welches bisher auf astronomischem Gebiete unternommen worden ist, die internationale Vereinigung zur Herstellung einer den ganzen Himmel umfassenden photographischen Karte und eines Sterncatalogs, ins Leben gerufen worden. Auf mehreren, Ende der achtziger und Anfang der neunziger Jahre in Paris stattgehabten Congressen haben sich die Astronomen der verschiedensten Länder vereinigt, die Mappirung des ganzen gestirnten Himmels vorzunehmen. Die dazu erforderlichen Instrumente sind nach dem Muster des Pariser photographischen Refractors hergestellt worden. Zunächst findet eine zweimalige Aufnahme des Himmels statt bei kurzer Expositionszeit'5'"); die hierbei auf der Platte befindlichen Sterne bis zur 11. Grösse werden mit aller Exactkeit ausgemessen und an die bereits mit Meridianinstrumenten festgelegten Sterne angeschlossen, so dass das Endziel ein Catalog aller Sterne bis inclusive der 11. Grösse ist, mit einer Genauigkeit der einzelnen Positionen, die in relativer Weise den besten Mikrometermessungen entspricht, in Bezug auf die absoluten Positionen sich den bei Meridianbeobachtungen erhaltenen anschliesst.
Bei dem enormen Arbeitsaufwande, den allein schon die Ausmessung erfordert, hat man auf den meisten Sternwarten vorläufig von der Berechnung der gebräuchlichen Coordinaten der Rectascension und Declinafion abgesehen und beabsichtigt zunächst, nur die auf den Platten gemessenen rechtwinkeligen Coordinaten zu publiciren. Wann einmal der wirkliche Catalog fertig sein wird, lässt sich zur Zeit noch nicht übersehen.
Ausser diesen zur Ausmessung bestimmten Aufnahmen werden nun aber auch solche mit langer Expositionszeit (1 Stunde’, hergestellt, auf denen etwa die Sterne bis nahe zur 13. Grösse vorhanden sein werden. Diese Platten sollen die eigentliche Himmelskarte liefern; über die Art ihrer Publication resp. über ihre Zugänglichmachung für jeden Astronomen, ist aber nichts Näheres beschlossen worden; es spielt hierbei nicht mehr bloss der Arbeitsaufwand eine Rolle, sondern vor allem fallen die ganz bedeutenden Kosten des Unternehmens ins Gewicht.
312
III. Geschichte der Ilinimelsphotographie.
Die einzelnen Gebiete des Himmels sind zonenweise an die verschiedenen Sternwarten vertheilt worden; es ist hei dieser Vertheilung die geographische Breite der letzteren berücksichtigt worden, soweit dies nach Massgabe der Lage der Sternwarten möglich war, da es bei photographischen Aufnahmen noch wichtiger ist als bei optischen Beobachtungen, in möglichst grossen Höhen Uber dem Horizonte zu arbeiten. Die Berücksichtigung dieses Umstandes geht aus dem folgenden Verzeichniss der be- theiligten Sternwarten und der ihnen zugewiesenen Zonen hervor.
Zonen-Declin.
Sternwarten
Geogr. Breite
4- 90°
bis
+ 65°
Greenwich
+ 51°
+ 64
4~ Oü
Rom
+ 42
4— o4
»
—{— 4 /
Catania
+ 37
-i- 46
»
+ 40
Ilelsingfors
+ 61
4- 39
»
4- 32
Potsdam
4- 52
+ 31
+ 2o
Oxford
+ 51
+ 24
»
+ 18
Paris
+ 49
4- 17
+ 11
Bordeaux
+ 45
4- 10
+ 5
Toulouse
4- 43
+ 4
»
— 2
Algier
4- 36
— 3
— 9
San Fernando
4- 36
— 10
»
— 16
Tacubaya
4- 19
— 17
»
— 23
Santiago
— 33
— 24
»
— 31
La Plata
— 34
— 32
»
----- 40
Rio de Janeiro
— 23
— 41
»
— 51
Cap der guten Hoffnung — 34
— 52
— 64
Sydney
— 34
— 65
»
— 90
Melbourne
— 38
Die Vorarbeiten,
welche
in grossem Umfange
für die Ermöglichung
der Herstellung der photographischen Himmelskarte erforderlich waren, haben naturgemäss eine beträchtliche Erweiterung der Kenntnisse in diesem Zweige der Astrophysik herbeigeführt; dieselben sind in anderen Theilen dieses Buches verwertket worden. Von noch grösserer Bedeutung dürfte der Umstand sein, dass durch die Betheiligung an der gemeinschaftlichen Arbeit eine beträchtliche Zahl von Astronomen in den Besitz vorzüglicher und wichtiger photographischer Instrumente gelangt ist, die nun auch zu anderen als den speciell vorgesehenen Zwecken Verwendung finden und bis jetzt zahlreiche wichtige Resultate geliefert haben, deren einzelne Besprechung weiter unten folgen wird. Ueberhaupt hat die gesummte Anwendung der Photographie in der Astronomie durch das
Die Fixsterne.
313
internationale Unternehmen eine fortschreitende Bewegung erhalten, die auch Früchte auf anderen Gebieten der Hinnnelsphotographie gezeitigt hat.
Wenn ich nunmehr beabsichtige, einen Ueberbliclc über diejenigen Resultate zu geben, welche in der Astronomie der Fixsterne und Sternhaufen durch die Einführung der Photographie erhalten worden sind, so müssen in erster Linie die Rutlierfurd’schen Arbeiten Berücksichtigung finden. Wie schon erwähnt, hat Rutherfurd einen grossen Theil seiner Aufnahmen selbst ausgemessen oder doch ausmessen lassen; aber zunächst sind nur drei Platten mit je zwei Plcjadenaufnahinen durch Gould reducirt worden. Eine vorläufige Mittheilung*) hierüber und Uber die sein- befriedigende Uebereinstimmung der photographischen Messungen mit den Heliometermessungen Bessels ist 1867 durch Gould erfolgt, während infolge äusserer Umstände die ausführliche Publication**) erst 20 Jahre später bewirkt wurde. Die Messungen haben die Distanzen und Positionswinkel von 40 Sternen gegen Alcyone ergeben, und die Vergleichung***) derselben mit den revidirten Bessel’schen Heliometermessungen sowie mit denen Elkins (1885) führt zu sehr befriedigenden Resultaten, wenngleich eine nicht unbeträchtliche Correction sowohl des Nullpunktes der Positionswinkel als auch des Schraubenwerthes sich als nothwendig ergeben hat, was übrigens auch bereits Gould aus seiner Vergleichung mit Bessel erkannt hatte. Als w. Fehler einer Differenz zwischen Photographie und Heliometer ergiebt sich nämlich:
helle Sterne schwache Sterne bei den Positionswinkeln ±07106 — 0'.'137
bei den Distanzen ± 0.086 ± 0.131,
•oder nach Massgabe der w. Fehler für die Heliometermessungen resultirt als w. Fehler einer photographisch bestimmten Coordiuate
für die helleren Sterne ± 07079 für die schwachen Sterne ± 0.101 .
Die Eigenbewegungen sind hierbei durch die Vergleichung zwischen Bessel und Elk in ermittelt worden.
Im Jahre 1890 schenkte Rutherfurd seine sämmtlichen Negative der Sternwarte des Columbia College in New York, worunter sich 638 Platten mit Aufnahmen von Sternhaufen, Doppelsternen und vielfachen
*) Astr. Naehr. 08, 185. **) Mem. Nat. Acad. IV.
***) Elk in. Coraparison .... Astr. Journ. 9, 33.
t
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
314
Sternen befinden. Von diesen Platten waren 100 ausgemessen, und unter der Leitung des Directors der Sternwarte K. Rees ist die sehr dankens- werthe Reduction der Messungen und die Publication der Resultate ins Werk gesetzt worden.
Die erste dieser Publicationen betrifft die Verwertlning von io Platten mit je zwei Aufnahmen der Plejadensterne durch H. Jacoby*). Es konnten im ganzen von 74 Plejadensternen die relativen Coordinaten gegen Alcyone gemessen werden, und diese Coordinaten beruhen für jede Platte auf je 20 Messungen der Distanzen und je 12 der Positionswinkel. Der grossen Zahl der Aufnahmen entsprechend, haben sich die w. Fehler der Positionen noch merklich kleiner ergeben als bei den Gould’sclien Resultaten; sie stellen sich in Rectascension auf ± O'.'OG und in Declination auf ± i)'.'05, sind also sehr nahe auf denselben Betrag herabgedrückt wie bei den Elkin’schen Heliometermessungen. Den besten Einblick in die Güte der Rutherfurd’schcn Plejadenaufnalnnen gewährt die Ableitung**) der Eigenbeweguugen der fünf Sterne Anon. 14, 17, 21, 26 und 36 (Anon. 35 befindet sich nicht auf den Rutherfurd’schen Aufnahmen), für welche Elk in eine besonders starke und gemeinschaftliche Eigenbewegung abgeleitet hat. Hiernach beträgt für diese fünf Sterne die jährliche Eigen- bewegung — 0'.'040 in Rectascension und + 0f032 in Declination, während die übrigen Sterne im Mittel geben —o'.'004 und —0'.'002, die relative also — 0"036 und + 0"034. Leitet man diese relative Bewegung aus der Vergleichung zwischen Rntherfurd und Elkin ab — 12 Jahre Zwischenzeit — so resultirt hierfür in fast vollkommener Uebereinstimmung — 0'.'03S und 4- (>'.'033.
Von anderen Aufnahmen Rutherfurds sind bereits reducirt und publicirt die der Umgebungen der hellen Sterne ß Cygni und Cassio- pejae. In der Umgebung von ß Cygni, auf dem Areale von 10 ll 2l m 53 3 bis 19 h 29 m 32 s in A. R. und + 26°58' bis + 2S°35' (1875.0) in Deel., wurden 42 Sterne bis zur 9.5ten Grösse herab gemessen und zwar auf 6 Platten mit je 2 Aufnahmen. Die Rechnungen hierzu und die Aufstellung des Catalogs dieser Sterne ist von H. Jacoby***) ausgeführt worden. Die relativen Positionen in Bezug auf ß Cygni werden sehr genau sein; doch würden dieselben entschieden an Werth gewonnen haben, wenn mehr Sorgfalt auf die Ermittelung des Bogenwerthes gelegt worden wäre, für den einfach das Mittel der für die Plejadenaufnahmen gefundenen genommen worden ist.
*) H. Jacoby. The Rutherfurd Photographie Measures . . . Ann. of New York Acad. 0.
**) Siehe mein Referat in Y. J. S. 27, 205.
***) a. o. a. 0.
Die Fixsterne.
;u5
In der Umgebung von »; Cassiopejac*) sind auf 27 Platten 02 Sterne gemessen worden. Das Areal erstreckte sieh von 0 h 35"’5 s bis 0 h 45 m 50 s in Rectascension und von + 56°22' bis 5S°5' in Declination (1872.0). Auch liier gilt in Betreff des Scbraubcmvertlies das eben Gesagte.
Bis Ende der achtziger Jahre sind weitere Resultate der Fixsternphotographie nicht zu erwähnen; es sind zwar viele Aufnahmen erhalten worden, aber eine wissenschaftliche Bearbeitung derselben hat nicht stattgefunden. Mit diesem Zeitpunkte beginnt die Verwertliung der Photographie in der Fixsternkunde wieder aufzuleben, doch sind die ersten Arbeiten weniger als selbständige Untersuchungen zu betrachten; vielmehr suchen sie nur die Anwendbarkeit der Photographie zu den feinsten Präeisionsbestimmungen am Himmel zu beweisen, obgleich ein solcher Beweis kaum noch nüthig gewesen wäre im Hinblick auf die Resultate von Bond und Ruth er für d, die aber schon beinahe der Vergessenheit an- heimgcfallen waren.
Als die ersten zielbewussten Arbeiten sind die sehr sorgfältigen Positionsbestimmungen durch Renz zu erwähnen, die sich auf schwächere Sterne beziehen, deren Bedeckung durch den Mond bei totalen Mondfinsternissen beobachtet worden war. Besonders umfangreich sind die Untersuchungen in Betreff der bei der Mondfinsterniss vom 15. Novbr. 1891 bedeckten Sterne. Zunächst hat Renz nach vier zu Potsdam gemachten Aufnahmen einen Catalog**) der Sterne bis zur 11. Grösse aufgestellt. Als sich nachträglich herausstellte, dass auch Sterne bis zur 12. Grösse in Verwendung gekommen waren, hat Renz***) nach Aufnahmen auf der Helsingforser Sternwarte die Sterne bis zur 12. Grösse neu bestimmt und so einen Vergleich zwischen mit gleichartigen, aber doch verschiedenen Instrumenten erhaltenen Positionen ziehen können. Es hat sich hierbei ergeben, dass die systematischen Differenzen zwischen diesen Aufnahmen nicht grösser sind, als diejenigen zwischen verschiedenen Aufnahmen mit demselben Instrumente. Ueberhaupt sind derartige systematische Unterschiede nach Anbringung der persönlichen Correction nur sehr gering, aber doch noch immer deutlich vorhanden; photographische Messungen sind ebenso systematischen Fehlern ausgesetzt wie directe Messungen, nur sind diese Fehler im allgemeinen von geringerem Betrage und haben andere Ursachen.
*) H. S. Davis. The Rutherfurd Phot. Meas. of 62 Stars about r; Cass. Ann. New York Acad. S.
**) Astr. Nachr. Nr. 3061.
*** Renz, F. Ueber die Ausmessung und Berechnung einiger photographischer Sternanfnahmen. Bull. St. Petersburg. V. Serie, II. Nr. 4.
316
III. Geschichte der Ilimmelsphotographie.
Die weiterhin erschienenen Arbeiten beziehen sich fast ausschliesslich auf die Ausmessung von Sternhaufen.
Als erste derselben ist die von mir durchgeführte Ausmessung*) des Sternhaufens im Hercules Messier 13 erschienen. Dieser Sternhaufen ist bekanntlich ein derartig dichter, dass eine directc Ausmessung desselben selbst in den mächtigsten Fernrohren unmöglich ist; auch in Bezug auf seine photographische Auflösbarkeit steht er an der Grenze des Möglichen, und erst nach mehreren Versuchen konnte ich zwei befriedigende Aufnahmen von zwei bezw. einer Stunde Expositionszeit mit dem Potsdamer Photographischen Kefractor erhalten. Der Catalog der gemessenen Sterne, worunter übrigens auch Nebclknoten und dergl. mit einbegriffen sind, umfasst 833 Objecte, von denen 520 auch auf der nur eine Stunde exponirten Platte enthalten sind. Die Helligkeit der schwächsten Sterne entspricht etwa der 14. Grössenclasse, bezogen auf das Grössensystem der Plcjadenstcrne von Charlier. Die Messung der Sterne ist sehr erschwert durch die ausserordentliche Gedrängtheit, die nach der Mitte sehr stark zunimmt, und durch das Vorhandensein von unauflösbarem Nebel, der das Innere erfüllt. Die w. Fehler der Catalogpositionen weisen folgende Wertlie auf:
Abstand w. Fehler
von
der Mitte
«
rf
— 6'30"
bis
— 2' 20"
± 0'.'12
± 0714
— 2 20
»
— 1 10
0.13
0.17
— 1 10
»
— 0 40
0.14
0.17
— 0 40
»
— 0 12
0.14
0.21
— O 12
+ 0 9
0.20
0.21
+ 09
»
+ 0 30
0.26
0.21
+ 0 30
»
+ 0 56
0.23
0.18
+ 0 56
»
+ 1 19
0.18
0.21
+ 1 19
>
-|— 15/
0.16
0.16
+ 1 57
»
+ 60
0.14
0.16
Will man diese w. Fehler mit denjenigen der eben besprochenen Rutherfurd’schen Aufnahmen vergleichen, so ist ausser den schon erwähnten die Messungen erschwerenden Gründen zu berücksichtigen, dass die Messungen sich auf nur eine Platte beziehen.
Ein Bild von der Gedrängtheit dieses Sternhaufens mag die Bemerkung liefern, dass weit Uber die Hälfte aller Sterne, nämlich über 500,
*) J. Scheiner. Der grosse Sternhaufen im Hercules Messier 13. Anhang der Abh. d. K. Akad. Berlin. 1892.
Die Fixsterne.
317
sielt innerhalb eines Kreises von 2' Radius befinden, und es lässt sieb leicht zeigen, dass die Zunahme der Dichtigkeit nach der Mitte hin eine ausserordentlich viel stärkere ist, als einer gleickmässigen Vertheilung der Sterne innerhalb einer Kugel, als welche die Form des Sternhaufens anzunehmen ist, entspricht. Zieht man nämlich, vom Schwerpunkte ausgehend, sechs concentrische Kreise, welche die Bedingung erfüllen, dass die Inhalte der diesen Kreisen zugehörenden und die Kugel durchdringenden conaxialen Cy linder von der Mitte aus gerechnet den Zahlen von 1 bis 6 proportional sind, so entsprechen die durch die Kreise begrenzten Ringe gleichen Inhalten im kugelförmigen Sternhaufen; bei gleichmässiger Vertheilung müsste also jeder Ring die gleiche Anzahl Sterne enthalten. In Wirklichkeit aber fallen diese Zahlen folgendermassen aus:
= 2/0
Zahl der Sterne
501
= 2.9
132
= 3.65
66
= 4.3
58
= 5.0
38
= 6.0
31
Der Ort des Schwerpunktes selbst, Uber dessen Lage sich hier zum ersten Male Untersuchungen anstellcn Hessen, ergab sich zu 16 h 37 ra 47!l -+- 36°40'13" für 1S91.0. Im Mittel aus den besseren Ortsbestimmungen des Sternhaufens als ganzen Objects erhält man den Werth 16 h 37 m 46f6 + 36°40'2" für eine etwa 30 Jahre zurückliegende Epoche. Die ziemlich starke Abweichung der beiden Werthe in Declination dürfte aber weniger auf Eigenbewegung zurückzuführen sein als auf den Umstand, dass die Maximalhelligkeit des Haufens etwa 10" bis 15" südlicher liegt als der geometrische Schwerpunkt. Bei der Ausmessung dieses Sternhaufens habe ich zum ersten Male auf das Auftreten persönlicher Einstellungsfehler bei photographischen Messungen, die von der Helligkeit der Sterne abhängen, aufmerksam gemacht.
Der ziemlich grosse Sternhaufen Messier 36, G. C. 1166, ist unter Benutzung von drei Platten von S. Oppenheim*) ausgemesseu worden. Die Aufnahmen wurden mit dem photographischen Refractor der v. Kuffner- schen Sternwarte erhalten, und zwar bei Expositionszeiten von 30™, l h 24™, U32™. Auf letzterer Platte beträgt die Zahl der ausgemessenen Sterne 204 auf einem Areale, welches übrigens beträchtlich dasjenige des eigentlichen
*) Publ. d. v. Kuffner’schen Sternwarte in Wien. 3, 273.
31S
III. Geschichte der Hiinmelsphotographie.
Sternhaufens übersteigt. Die Einstellungen geschahen bei den helleren Sternen nicht auf die Mitten der Stemscheibchen, sondern auf die Künder; eine völlige Elimination persönlicher Auffassuugsfehler wird hierdurch jedoch wohl nicht erreicht sein. Aus der Vergleichung der drei Platten unter einander resultiren folgende mittlere Fehler:
U ()'
Platte 3 und 2 ± 0?0184 ± 0"205
» 3 » 1 ±0.0163 ± 0.177
» 2 * 1 ±0.0190 ± 0.203.
Die zwischen den Aufnahmen restirenden constanten Unterschiede sind nur in Decliuation merklich. Eine Anzahl der gemessenen Sterne ist auch in den Leydener Zonen durch Meridianheohachtimgen festgelegt, sowie durch eine von Valentiner ausgefiihrte directc mikrometrische Ausmessung des Sternhaufens. Die constanten Unterschiede gegen letztere sind ziemlich beträchtlich, gegen die erstereu dagegen recht klein; die mittleren Fehler gestalten sich bei diesen Vergleichungen wie folgt:
« d
Vergleich mit Leyden ± 0:0429 ± 0"377
» » Mannheim ± 0.0562 ± 0.783.
Sie sind also ganz beträchtlich höher als aus der Vergleichung der Photographien unter einander.
Von Donner*) und Backlund ist der Sternhaufen 20 Vulpeculae ausgemessen worden nach zwei mit dem Helsingforser Photographischen Kefractor aufgenommenen Platten von 20 ra und l b Expositionszeit. Ein wesentlicher Zweck dieser Untersuchung war die Feststellung der Genauigkeit, die hei einem möglichst geringen Aufwand an Zeit und Arbeit zu erreichen ist. Trotzdem die Expositionszeiten der beiden Aufnahmen sehr verschieden sind, und obgleich persönliche Einstellungsfehler nicht berücksichtigt wurden, besteht eine merkliche constaute Ditferenz zwischen den beiden Platten nicht, und als w. Fehler einer gemessenen Coordinate resultirt in cos öJa ± 0?0J26 und in Jö ± O'.'ll.
Der Sternhaufen 20 Vulpeculae ist auch von Schulz in Upsala ausgemessen worden. Die Vergleichung mit den Sckulz’schen Positionen giebt den ziemlich grossen constanten Unterschied von —0!040 und 0'.'55,
*) Donner, A. und Backlund. 0. Positionen von 140 Sternen des Sternhaufens 20 Vulpeculae nach Ausmessung photographischer Platten. Bull, de l’Acad. Imp. St. Pötersbourg. V. Serie. 2, Nr. 2.
Die Fixsterne.
319
der wolil weniger auf Eigenbewegung zurückzuführen sein dürfte als auf einen Unterschied der beiderseitigen Nullpunkte, und zwar scheint es, als oh Schulz den hellen Stern 20 Vulpeculae anders aufgefasst habe als die übrigen schwächeren Sterne.
Auch zur Lösung der allerschwierigsten Messungsaufgaben der Astronomie, zur Ermittelung von Fixsternparallaxen, ist die Photographie bereits mit Erfolg verwendet worden. Ausser den bereits bekannten Vorzügen der photographischen Methode kommt gerade hierbei noch ein sehr wesentlicher hinzu, nämlich die Möglichkeit, schwächere und daher eventuell besser gelegene Vergleichssterne benutzen zu können.
Auch auf diesem Gebiete ist Rutherfurd bahnbrechend vorgegangen und hat eine grosse Anzahl systematischer Aufnahmen zur Parallaxenbestimmung hellerer Sterne hergestellt. Die Reduction einiger derselben ist allerdings erst in den letzten Jahren von Seiten der Columbia-Sternwarte erfolgt.
Die erste derselben bezieht sich auf den Stern u Cassiopejae und ist in sorgfältiger Weise von H. Jacoby*) ausgeführt worden. Die Zahl der benutzten Platten mit je zwei Aufnahmen beträgt 28, aufgeuommen in dem Zeitraum von 1870 Juli bis 1873 December. Jacoby hat nur die Distanzen in Rechnung gezogen und hierzu ursprünglich drei Paare von Vergleichssternen benutzt, später jedoch noch eiu viertes Paar hiuzuge- nommen, bei dem an Stelle des Sterns 0 Cassiopejae eiu anderer gewählt wurde, weil für ersteren selbst der Verdacht einer merklichen Parallaxe entstand. Die für die vier Paare erhaltenen Wertlic der Parallaxe sind die folgenden nebst ihren w. Fehlem:
Vergleichssterne a und b
c » d
e » f
c » 0
71
+ 0'/249 dz 0'.'045 -r 0.266 ± 0.035 + 0.324 ± 0.050 + 0.151 d= 0.026.
Die starke Abweichung des Parallaxenwerthes für das Paar c und 0 gab Veranlassung, für 0 ebenfalls die Parallaxe zu rechnen, und als End- werthe findet Jacoby:
Parallaxe von u Cassiopejae + 0'.'275 dz o'.'024 » » 0 Cassiopejae 4- 0.232 dz 0.067.
Struve hat für die Parallaxe von u Cassiopejae den Werth 0'.'251 aus Distanzmessungen und 0'.'425 aus Positionswiukelu abgeleitet. Der
* Jacoby, II. The Parallaxes of fi and 0 Cassiopejae .... Ann. New York Acad. 8.
320
III. Beschichte der Himmelsphotographie.
Bessel’sche Werth der Parallaxe von —0'.'12, abgeleitet aus Beet- ascensiousdifferenzen gegen ß Cassiopejae scheint die Existenz einer starken Parallaxe von ß Cassiopejae zu bestätigen, wenngleich ihr w. Fehler beträchtlich grösser ist als der Werth selbst, nämlich dz 0729. Jedenfalls darf man den oben gegebenen Werthen für die Parallaxe von u Cassiopejae dasselbe Vertrauen entgegenbringen, wie den bisher nach directen Beobachtungen gefundenen Parallaxen im allgemeinen.
In ganz entsprechender Weise ist die Parallaxe von rj Cassiopejae von II. S. Davis*) abgeleitet worden. Die Zahl der Platten beträgt hier 27, in demselben Zeiträume aufgenommen wie diejenigen für u Cassiopejae. Davis hat sogar sechs Paare von Vergleichssternen benutzt, von denen allerdings nur drei günstige Lage in Bezug auf die parallaktischen Coeffi- cienten besitzen. Die gefundenen Wertlie sind:
Vergleichssterne a und e
c » d
e » f
9 * Ä
i » j
k » 1
71
+ o:'349 =h 0'.'086 + 0.3S5 dz 0.084 + 0.568 dz 0.056 + 0.662 ± 0.078 + 0.660 ± 0.138 + 0.297 ± 0.155.
Wenn auch die Einzelabweiehungen recht stark sind, so darf doch der von Davis aus den drei ersten Paaren gewonnene Mittelwerth der Parallaxe von 0'.'443 dz 0'.'043 insofern als sicher angenommen werden, als er eine ziemlich grosse Parallaxe wahrscheinlich macht.
O. Struve hat aus Distauzmessungen allerdings nur einen sehr kleinen Werth erhalten: 0'.'096 ± 0'.'051, dagegen aus den Positionswinkeln den starken Werth 07373 dz 07098. Schweizer und Sokoloff haben folgende Parallaxen gefunden: aus den Distanzen 07374 dz 07072 und aus den Positionswinkeln 07139 dz 07085.
Sehr zahlreiche Parallaxenbestimmungen sind unter Pritckard**) in den Jahren 1887 bis 1892 durch Plummer und Jenkins ausgeführt worden. Die Aufnahmen wurden mit einem Spiegelteleskope von 13 Zoll Oeffnung und 10 Fuss Focalweite angefertigt und erstrecken sich, für jeden Stern auf etwa ein Jahr. Es wurde nur je ein Paar Vergleichssterne benutzt, und allein die Distanzen wurden in Kechnung gezogen. Die erhaltenen Parallaxen sind die folgenden:
*) Davis, II. S. The Parallax of rj Cassiopejae . . . Arm. New York Acad. 8.
**) Pritcliard, Ch. Researches in Stellar Parallax by the of Aid of Photographie Observ. Oxford Observ. 1889 und 1892.
Die Fixsterne.
321
a
Androm.
+
0"05S
ß
Cassiop.
+
0.157
a
Cassiop.
+
0.036
V
Cassiop.
+
0.018
i-t
Cassiop.
+
0.038
ß
Androm.
+
0.074
a
Urs. Min.
+
0.078
Ci
Arietis
+
0.083
ß
Persei
+
0.060
a
Persei
+
0.087
ß
Tauri
+
0.063
ß
Aurigae
+
0.062
7
Gemin.
—
0.023
ß
Urs. Maj.
+
0.088
a
Urs. Maj.
+
0.046
,i Leonis + 0'.'029 7 Urs. Maj. + 0.095 e Urs. Maj. + 0.081 i. Urs. Maj. — 0.046 fi Urs. Min. + 0.029 u Coronae — 0.037 / Draconis + 0.050 7 Cygni + 0.104 f. Cygni + 0.129 61, Cygni +0.433 61 2 Cygni + 0.435 a Cepliei + 0.058 e Pegasi + 0.083 a Pegasi . + 0.081
Die w. Fehler dieser Parallaxen sind sehr klein, was um so auffallender erscheint, als die Untersuchung nur als eine sehr schematische bezeichnet werden kann, wie sie im allgemeinen bei der Schwierigkeit des Problems nicht angebracht ist. Schon Jacoby*) hat darauf aufmerksam gemacht, dass systematische Fehler vorhanden sind, und dass man, mit Ausnahme der beiden Sterne 61 Cygni und vielleicht noch von ß Cassiopejae, aus den vorstehenden Werthen nur schliessen kann, dass die betreffenden Sterne sehr starke Parallaxen nicht haben werden. Es kann nicht dringend genug darauf hingewiesen werden, dass die Dis- cussion photographischer Messungen keineswegs eine leichtere ist, als diejenige directer Messungen am Fernrohr, sondern dass eben wegen der vermehrten Einzelgenauigkeit sie eine noch sorgfältigere und profundere sein muss.
Ein Beispiel für eine derartig sorgfältig durchgeführte Untersuchung liefert eine Parallaxenbestimmung von 61 Cygni durch J. Wilsing, die als solche aber zur Zeit noch nicht veröffentlicht ist, mit Ausnahme**) eines dabei unerwartet gefundenen Ergebnisses über die Veränderlichkeit des Abstandes der beiden Componenten. Die Untersuchung stützt sich auf ein Plattenmaterial von 110 Stück mit 386 Einzelanfnahmen, und es ergab sich im Laufe derselben das Vorhandensein einer Fehlerquelle, die
*) V. J. S. 28, 117.
**) Wilsing, J. Ueber eine anf photographischem Wege entdeckte periodische Veränderung des Abstandes der Componenten von 61 Cygni. Sitzungsb. der Berl. Acad. 1S93.
Scli ein er, Photographie der Gestirne.
21
322
III. Geschichte der lliminelspliotographie.
nach sorgfältiger Discussion nur auf eine reelle periodische Veränderung des Abstandes der beiden Componenten von 61 Cygni zurückgeflihrt werden konnte.
Es liegen folgende Mittelzahlen für die Distanzen der Componenten vor:
Distanz
Abweichung vom Mittel
1890
October 18
20799
+ 07041
»
November 5
20.91
— 0.039
»
December 17
20.95
+ o.ooi
1891
Februar 4
20.98
+ 0.031
Mai 13
20.91
— 0.039
»
Juni 14
20.77
— 0.179
»
August 25
21.02
+ 0.071
»
September 17
20.98
4- 0.031
October 13
21.06
+ 0.111
»
November 11
21.08
+ 0.131
X*
December 17
21.10
+ 0.151
1892
Januar 15
21.04
+ 0.091
»
Mai 16
20.94
— 0.009
>
Juni 15
20.96
+ 0.011
1893
Januar 13
20.94
— 0.009
»
März 24
20.79
— 0.159
April 15
20.78
— 0.169
»
Mai 14
20.86
— 0.089
»
Juni 11
20.90
— 0.049
Juli 18
20.97
+ 0.021
August 15
20.96
+ 0.011
»
September 8
20.98
+ 0.031
Eine hiernach gezogene Curve hat folgenden Verlauf. Bis April 1891 verläuft sie nahezu horizontal; alsdann nimmt die Distanz bis Ende Juni um 0'.'2 ah, wächst in den folgenden fünf Monaten wieder um mehr als 0'.'3 und erreicht ein Maximum im December. Nunmehr nimmt die Entfernung bis zum Juni 1892 wieder um 0715 ah. Bis Ende 1892 liegen keine Beobachtungen vor; dann folgt eine schnelle Abnahme von 072 bis zu einem Minimum im April 1893. Von da nimmt die Distanz wieder zu und hat bis Juli 1893 den Minimalbetrag bereits wieder um 0'.'2 überschritten. Hiernach scheint eine Distanzänderung von 073 in einer Periode von 22 Monaten vor sich zu gehen, deren Ursache nur in dem Vorhandensein eines oder mehrerer unsichtbarer Begleiter der Sterne gesucht werden kann.
Die Fixsterne.
323
Eine nachträgliche Bestätigung dieser Entdeckung ist durch eine neue Discussion der Pritchard’schen Aufnahmen zur Bestimmung der Parallaxe von (31 Cygni gegeben worden, und zwar von Jacoby.
Von verschiedenen Seiten ist in neuerer Zeit in Vorschlag gebracht worden, Sterne mit stärkerer Parallaxe einfach dadurch zu entdecken, dass von derselben Gegend des Himmels zwei Aufnahmen mit einem halben Jahre Zwischenzeit gemacht würden, deren Betrachtung im Stereoskope ohne Weiteres die mit Parallaxe behafteten Sterne erkennen lassen würde. Die Unterscheidung von Eigenbewegungen würde durch eine dritte, wiederum ein halbes Jahr später angefertigte Aufnahme erfolgen. Oder es sollten die in den nämlichen Zwischenräumen zu machenden Aufnahmen auf derselben Platte erfolgen; nach der späteren Entwickelung würde dann eine längliche Gestalt der Sternscheibchen die Parallaxen verrathen. Praktische Anwendung scheinen diese Vorschläge bisher nicht gefunden zu haben, und man muss gestehen, dass die Wahrscheinlichkeit der Auffindung von Parallaxen auf diesem Wege nicht sehr gross ist, da bei dieser rohen Methode selbstverständlich nur sehr starke Parallaxen von mehreren Bogensecunden gefunden werden könnten, deren Existenz nach den bisherigen Erfahrungen unwahrscheinlich ist.
Die in der Fixsternastronomie durch die Photographie bisher gelieferten Resultate, deren hauptsächlichste eben in Kürze erwähnt worden sind, lassen bereits ein definitives Urtheil über die Bedeutung der nunmehr eingeführten photographischen Methoden für diesen Zweig der Astronomie zu. Dieses Urtheil kann nur dahin lauten, dass bei Verwendung von weit weniger Mühe und Arbeit als bei directen Beobachtungsmethoden sich doch die gleiche Exactheit erzielen lässt, dass aber bei etwa gleichem Aufwande von Arbeit und Sorgfalt die zu erreichende Genauigkeit eine merklich höhere wird als bei den feinsten bisher angewandten directen Messmethoden. Dazu kommt noch, dass die photographische Methode, selbst unter Verwendung von Fernrohren nur mittlerer Grösse, diese gesteigerte Genauigkeit auf so schwache Sterne ausdehnen lässt, wie sie selbst in den mächtigsten Instrumenten direct überhaupt nicht mehr der .Messung unterworfen werden können.
Es wird sich schwerlich nur ein Astronom heute finden lassen, der dieses Urtheil nicht unterschriebe, und es muss sich daher die Anwendung der photographischen Methode in der Fixsternastronomie, speciell in den mikrometrischen Messungen, immer mehr einbürgern. Die Zeit kann nicht mehr sehr ferne seiu, in der eine Umkehrung der jetzt bestehenden Verhältnisse eingetreten sein wird, in der es eine Ausnahme sein wird,
21 *
324
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
wenn man eine Untersuchung auf dem angeführten Gebiete durch directe Beobachtung ausführt.
Aber noch in anderer Richtung zeigen die photographischen Methoden gewaltige Vorzüge: in der Leichtigkeit, mit welcher für verhältnissmässig grosse Flächen die Kartendarstellung des Himmels bis zu den allerschwächsten Sternen hin möglich ist. Es braucht nur daran erinnert zu werden, dass es den Gebrüdern Henry gelang, in dem Sternbilde des Schwans, allerdings in der reichsten Gegend der Milchstrasse, eine Aufnahme von vier Quadratgrad Fläche zu erhalten, die etwa 10000 Sterne enthielt.
In der Umgebung von t Orionis — bei ebenfalls ungefähr vier Quadratgrad Flächenraum — erhielt ich mit einstiindiger Expositionszeit 1100, mit achtstündiger Uber 7000 Sterne, während auf der gleichen Fläche die Bonner Durchmusterung nur 125 enthält. Koch bessere Beispiele bieten die Aufnahmen von dichtgedrängten Sternhaufen, wie die schon erwähnte des Sternhaufens im Hercules mit über 800 Sternen auf einem Flächenraume, der dem 16. Theile der scheinbaren Mondoberfläche entspricht, oder diejenige des Sternhaufens w Centauri (Gill), dessen Componenten nach Tausenden gezählt werden müssen.
Einen ganz ausserordentlichen Fortschritt hat durch die Photographie die Darstellung der Milchstrasse gewonnen. Während die grösseren photographischen Instrumente die Milchstrasse vollständig anflösen, geben die kleineren Objective mit verhältnissmässig kurzer Brennweite Bilder, auf denen der allgemeine Zug der Milchstrasse und ihre gröbere Structur viel contrastreicher und also deutlicher zu erkennen ist, als bei Betrachtung mit dem blossen Auge oder mit kleineren Fernrohren. Die in dieser Beziehung besten Aufnahmen werden erhalten, wenn Oeffnung, Brennweite und Definition der Objecte in derartigem Verhältnisse zu einander stehen, dass in den dichtesten Theilen der Milchstrasse die Scheibchen der Sterne eben in einander fliessen. Diese Stellen werden dann im Negativ fast schwarz, ohne dass die Auflösung in einzelne Sterne ganz aufgehört hätte; in den weniger dichten Stellen bleibt der Himmelsgrund völlig klar, und auf diese Weise kommt eine äusserst contrastreiche und dabei doch völlig naturgetreue Darstellung zu Stande. Die besten Aufnahmen dieser Art sind von Barnard erhalten worden, und nächst den Mondphotographien stellen dieselben wohl die schönsten je am Himmel gemachten Aufnahmen dar. Sie lassen deutlich den äusserst complicirten Bau der Milchstrasse und ihren Zusammenhang mit ausgedehnten Nebelflecken erkennen und zeigen vor allem die charakteristische Neigung der Milchstrassensterne zu Gruppenbildungen, die oft derartig ausgeprägt sind, dass sich Stellen allergrösster Sterndichtigkeit unmittelbar an fast gänzlich
Die Fixsterne.
325
sternlose Flächen anschlicssen, die von einer solchen Ausdehnung sind, dass von zufälliger Gruppirung keine Rede sein kann, sondern dass in diesem Falle schon die blosse Betrachtung zu wichtigen Schlüssen Uber die Constitution der Milchstrasse führt.
Besonders ausgezeichnete Stellen dieser Art befinden sich hei y Aqui- lae, ferner in der Nähe des Sternhaufens Messier 11, wo die Grenzen der Milchstrasse äusserst scharf und schroff sind und canalähnliche leere Stellen in den dichtesten Theilen auftreten. Die auffallendste Stelle ist aber hei 18 h 10'" und —20°. Sie ist schon auffallend in dem Atlas der Bonner südlichen Durchmusterung, wo nur die Sterne bis zur 10. Grösse eingezeichnet sind. Auch im Sternbilde des Schwans tritt die Erscheinung vielfach auf, besonders in der Nähe von a Cygni. Dagegen bietet die Gegend hei ß Cygni das Beispiel einer grossen Ausdehnung der Milchstrasse in gleichförmiger Dichtigkeit; erst nach dem Rande zu tritt wieder merkliche Unglcichförmigkeit ein.
Es ist mir nicht bekannt, oh Schlüsse hieraus bereits schon von anderer Seite ausgesprochen worden sind; sie erscheinen mir aber als ganz selbstverständlich. Das unmittelbare Nebeneinander von sehr dichten und sehr leeren Stellen steht in völligem Widerspruche zu der ziemlich weit verbreiteten Ansicht, dass die Sterndichtigkeit der Milchstrasse wesentlich abhängig sei von der Strecke, durch welche wir hindurchsehen, dass also die Ausdehnung des Milchstrassenringes in der Ebene der Milchstrasse eine beträchtlich grössere sei als in der darauf senkrechten Richtung. Wäre dies der Fall, dann könnten auffallend leere Stellen inmitten grösster Dichtigkeit nur durch sternleere Räume von röhrenartiger Form, deren Axen ausserdem noch auf uns zu resp. auf das Centrum der Milchstrasse gerichtet sein müssten, erklärt werden, und das scheint mir bei der Häufigkeit des Vorkommens solcher Stellen äusserst unwahrscheinlich. Nimmt man dagegen an, dass wenigstens in den Theilen der Milchstrasse, wo diese Erscheinung auftritt, die Ausdehnung des Milchstrassengürtels höchstens von der Ordnung der Milch- strassenbreite ist, oder wohl noch geringer, dass also die Milchstrasse mehr einem wirklichen Gürtel ähnelt, als etwa dem Saturnsringe, so verschwindet jegliche Schwierigkeit in der Erklärung.
Auf eine andere Eigentkümlichkeit, welche die Milchstrassenphoto- graphien zeigen, ist schon von verschiedenen Seiten hingewiesen worden, und man hat derselben, meines Erachtens ohne Berechtigung, besondere Wichtigkeit beigelegt. Es betrifft dies die häufig perlschnurähnliche Aneinanderreihung hellerer Sterne. Fast an jeder etwas dichteren Stelle der Milchstrasse fallen diese Aneinanderreihungen sehr auf; sie erstrecken sich häufig bis über 10 oder 12 oder noch mehr Sterne und bilden die
326
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
verschiedensten Cnrven. Derartige Gebilde aber haben zweifellos keine reelle Grundlage. Sie entstehen stets bei durch Zufall vertheilten Scheibchen, deren Durchmesser nicht viel kleiner als die mittleren Distanzen sind. So kann man sie sehr schön auf Steinplatten zu Beginn eines Regens beobachten. Auch der Atlas der Bonner Durchmusterung zeigt in den dichtesten Partien, wo die eben ausgesprochene Bedingung erfüllt wird, die Kettenbildung. Sobald man Aufnahmen von der Milchstrasse in grösseren Refractoren macht, verschwindet die Erscheinung vollständig, weil dann die Scheibchen im Verhältniss zu den Distanzen klein werden und damit das physiologische Bedürfnis» zur Aneinanderreihung verschwindet. Die Wahrscheinlichkeit für die Realität von Sternketten in der Milchstrasse würde gewinnen, wenn nicht beliebige Figuren der Ketten oder Schnüre vorhanden wären, sondern ganz bestimmte, z. B. geradlinige. Nun giebt es allerdings auch derartige, nicht allzu willkürlich gekrümmte, von denen besonders eine bei IS' 1 10™ — 20° sehr auffallend ist. Hier befindet sich eine nur wenig gekrümmte, sich Uber mehrere Grad hin erstreckende Kette hellerer Sterne, an deren einem Ende als Fortsetzung eine sternleere Linie von ähnlicher Länge sich ansetzt, so dass allerdings ohne AVeitercs der Eindruck entsteht, als wenn eine Reihe von Sternen sich fortheAvegt und eine Lücke hinterlassen hätte. Dazu kommt noch, dass gerade an dieser Stelle der Milchstrasse eine Neigung zur Bildung von sternleeren Canälen herrscht, die in entschiedener Beziehung zu einer fast ganz sternleeren Stelle stehen.
Bei dieser Kette fällt es allerdings sehr schwer, sich dem Eindrücke einer reellen Grundlage der Erscheinung zu entziehen, und doch möchte ich dies thun. Man muss eben bedenken, dass eine Gruppirung, die für sich betrachtet ohne allen Zweifel als durch inneren Zusammenhang gegeben erscheint, hei der ganz enorm hohen Zahl der vorhandenen Möglichkeiten noch durchaus unter das Gesetz des Zufalls fallen kann.
AVenngleich photometrische Ergebnisse in Betreff der Fixsterne nicht in den Rahmen dieses Buches gehören, so mögen doch der Yoll- ständigkeit halber die wichtigsten auf photographischem Wege erlangten hier Erwähnung finden. Weiche Leistungen man auf dem Gebiete der Fixsternphotometrie von der Anwendung der Photographie bereclitigter- massen erwarten darf, ist bereits in dem Capitel über die photographische Photometrie auseinandergesetzt worden.
Von positiven Ergebnissen liegen auf diesem Gebiete bisher nur wenige vor. Als erstes dieser Art ist die photographische Durchmusterung von Pickering zu betrachten, die jedoch nicht dazu herangezogen werden
Die Fixsterne.
327
kann, die Vorzüge der photographischen Methoden darzutlmu, da sie nicht mit der Sorgfalt durchgeführt ist, wie man sie von astronomischen Arbeiten zu erwarten berechtigt ist.
Einen sehr werthvollen Specialeatalog der photographischen Helligkeiten von über 500 Plejadensternen hat Charlier*) geliefert. Die Aussetzungen theoretischer Natur, welche bereits in Kürze auf pag. 216 angegeben worden sind, beeinträchtigen die Güte des Catalogs nicht in merklicher Weise, und da gerade in der Plejadengruppe die Sterne im allgemeinen von einer sehr gleichartigen Constitution I. Spectralclasse) zu sein scheinen, so wird dieser Catalog bei allen späteren photographischphotometrischen Untersuchungen von grundlegender Bedeutung sein.
Das umfangreichste, auf photographischem Wege gewonnene Material ist dasjenige, welches Kapteyn**) in der südlichen Durchmusterung erhalten und bearbeitet hat, und welches, ähnlich wie die Grössen der Bonner Durchmusterung für den nördlichen und den südlichen Himmel bis — 25°, für alle astronomischen Untersuchungen am südlichen Himmel von — 23° bis zum Pole Verwendung finden wird. Auf Grund eines Theiles dieses Materials hat nun Kapteyn eine Untersuchung über die Abhängigkeit der Sternfarbe von der Position der Sterne in Bezug auf die Milchstrasse durchgeführt, für welche allerdings noch eine Bestätigung durch andere Methoden sein - erwünscht sein würde — die übrigens bereits an der Cap-Steruwarte angebahnt ist —, deren Resultate aber auch ohne diese Bestätigung schon von hohem Interesse sind. Dieselben sind von Kapteyn in folgenden Sätzen kurz zusammengefasst:
»IT Die Variation der Sterndiclitigkeit in den verschiedenen Gegenden des Himmels, wie sie aus den Zählungen auf den photographischen Platten folgt, ist sehr verschieden von derjenigen, wie sie sich aus den directen Beobachtungen von Schönfeld und Gould ergiebt. In einigen Gegenden enthält die photographische Durchmusterung dreimal mehr Sterne als die Schönfeld’schc südliche Durchmusterung auf demselben Areal, während in anderen Gegenden Schönfelds Catalog der reichere ist und liier die doppelte Zahl der Sterne des photographischen Catalogs enthalten würde, wenn nicht die sternärmsten Aufnahmen mit etwas grösseren Expositionszeiten wiederholt worden wären. Ein analoges Resultat ergiebt sich durch die Vergleichung mit Goulds Catalog.
»2. Entsprechend diesem Unterschied in der Zahl der Sterne findet man, dass gleiche Durchmesser der Sternscheibchen von Sternen sehr
*) Publ. der Astron. Gesellsch. 19.
**) Cape Photographie Durchmusterung. London 1895. Bull, du Comite. 2, 131—158.
328
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
ungleicher Helligkeit in den verschiedenen Gegenden des Himmels hervorgebracht worden sind.
»d. Die Differenz zwischen directer und photographischer Helligkeit ist zum Theil entstanden infolge meteorologischer Zustände und Verschiedenheiten in der Empfindlichkeit der photographischen Platten; aber hauptsächlich hängt sie ab von der Stellung der Sterne relativ zur Milchstrasse, und zwar beträgt die Variation für jeden Grad der galaktischen Breite ungefähr 0.01 Grössenclassen.
»4. Diese Variation der Differenz, directe — photographische Helligkeit, muss abhängen
a) von systematischen Fehlern der directen Grössenschätzungen von Schönfeld und Gould;
b) von systematischen Differenzen in der Farbe der Sterne.
»Es ist sehr zu bedauern, dass keine genügende Uebereinstiinmung in der Bestimmung der ersten dieser Fehlerquellen vorhanden ist; das Einzige, was genügend festgestellt zu sein scheint, ist, dass diese Fehler, falls sie überhaupt einen merklichen Betrag haben, 0.2 bis 0.3 Grössenclassen nicht übersteigen. Wenn dies so ist, so kann man sich der Folgerung kaum entziehen, dass Differenzen der Art b) eine reelle Existenz haben.
»Die von Pickering entdeckte Erscheinung, dass die Milchstrasse reicher als andere Gegenden des Himmels an Sternen ist, deren Spectra zur ersten Classe gehören, kann nur einen kleinen Theil der beobachteten Thatsachen erklären. Wir werden so zu dem Schlüsse geführt, dass, wenn man auch nur Sterne von ein- und demselben Spectraltypus betrachtet, die Sterne der Milchstrasse im allgemeinen blauer sind als die Sterne in anderen Gegenden des Himmels.«
Der K ap tey n’sche Ausdruck, dass ein Stern blauer sei als ein anderer, besagt, dass bei dem einen Stern das Verhältuiss der Intensität des blauen Tlieiles des Spectrums zum weniger brechbaren grösser ist als bei dem anderen. Soll dies nicht mit einer Aenderung des Spectraltypus Zusammenhängen, also nicht auf dem verschiedenen Auftreten von Linien beruhen, so bleiben nur zwei Erklärungsarten übrig. Es könnte erstens bei den Sternen im Blau und Violett eine allgemeine Absorption vorhanden sein, die bei den der Milchstrasse näher gelegenen Sternen geringer wäre, als bei den entfernteren. Ueber eine derartige allgemeine Absorption ist bei den Sternen, besonders bei den bei weitem zahlreichsten des ersten Spectraltypus, nichts bekannt; ihr Nachweis würde auch bedeutende Schwierigkeiten bieten, vielleicht sogar unmöglich sein. Zweitens könnte infolge von Temperaturverschiedenheiten thatsächlich die Emission die angegebene Eigenthiimlichkeit zeigen. Dass bei geringen
Die Fixsterne.
329
Temperaturen, die nicht allzuweit über der Glühtemperatur liegen, dies wirklich der Fall ist, ist allgemein bekannt; ob aber bei den hier allein in Frage tretenden sehr hohen Temperaturen noch merkliche Unterschiede in dem Emissionsverhältniss der verschiedenen Strahlungsarten auftreten, ist nicht nachzuweisen.
Man muss deshalb der Kapteyn’schen Hypothese etwas vorsichtig gegenüber treten und zunächst lieber noch nach anderen Erklärungen suchen. Zwei derselben hat Kapteyn bereits erwähnt, davon eine physiologische, wonach bei Zonenbeobachtungen die Sterndichtigkeit einen Einfluss auf die Schätzungen der Grössen ausübt, in dem Sinne, dass bei grösserer Dichtigkeit die Sterne zu schwach geschätzt werden, d. h. dass also zu wenig Sterne aufgenommen werden. Kapteyn dürfte diese Ursache vielleicht etwas unterschätzt haben; ich habe nachgewiesen*), dass z. B. bei der Bonner südlichen Durchmusterung dieser physiologische Unterschied bis zu 0.3 Grössenclassen beträgt, und das würde in der Zahl der Sterne für die reichsten Gegenden nahe die Hälfte ausmachen, also bereits einen sehr merklichen Theil der von Kapteyn gefundenen Erscheinung deuten. Die zweite, ebenfalls von Kapteyn schon angegebene Ursache, eine Anhäufung der Sterne der ersten Spectralclasse in der Gegend der Milchstrasse, würde, falls richtig, in demselben Sinne wirken.
Damit sind aber die möglichen Erklärungen noch nicht erschöpft; auch in den photographischen Aufnahmen selbst muss ein Theil der Erscheinung begründet sein. In der Milchstrasse ist an sehr vielen Stellen der Himmelshintergrund durch ausgedehnte Xebelmassen schwach erhellt; infolge der grösseren Sterndichtigkeit ist auch unsere Atmosphäre in der Bichtung nach der Milchstrasse hin durchweg etwas stärker aufgehellt als nach den Polen hin, und infolge beider Umstände findet bei lange dauernden Aufnahmen in der Gegend der Milchstrasse eine theilweise oder völlige Vorbelichtung der Platte statt, durch welche dieselbe in merklicher Weise empfindlicher wird, also schwächere und damit mehr Sterne abbildet. Es scheint mir durchaus nicht unmöglich, dass die erste und die dritte dieser Erklärungen, vielleicht auch noch in Verbindung mit der zweiten, für das Kapteyn’sche Phänomen ausreichen.
*. Astr. Nadir. 110, 81
330
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
C'apitel VI.
Die Nebelflecken.
Die Bestrebungen, photographische Nachbildungen von Nebelflecken zu erhalten, hängen in ihren ersten Anfängen so eng mit den gleichzeitigen Versuchen über die Aufnahme der Fixsterne zusammen, dass sie hier nur kurz unter Anlehnung an die Darlegungen im Capitel der Fixsterne behandelt zu werden brauchen. Naturgemäss begannen diese Versuche erst, als durch die Benutzung der Trockenplatten die Empfindlichkeit des photographischen Processes sowohl direct, als auch indirect, durch die Möglichkeit einer längeren Exposition gegen früher eine sehr bedeutende Steigerung erfahren hattrn
Im Jahre 1880 erhielt II. Drap er die erste gelungene Aufnahme des Orionnebels bei einer Expositionszeit von 51 Minuten. Er benutzte hierzu ein für die chemischen Strahlen achromatisirtes Objectiv von 18 cm Oefi'nung. Während diese Aufnahme nur die allerhellsten Theile des Nebels in der unmittelbaren Nähe des Trapezes aufweist, gelang es Drap er schliesslich im Jahre 18S2, durch beträchtliche Verlängerung der Expositionszeit bis zu über zwei Stunden den ganzen mittleren Theil des Nebels zur Abbildung zu bringen. In demselben Jahre erhielt Common mit seinem grossen Spiegelteleskope bereits bei einer Expositionszeit von nur 37 Minuten eine Aufnahme des Orionnebels, welche sich der Dra- per’schen noch beträchtlich überlegen zeigte. Common vermochte auch mit dem kleineren Objective von 10 cm Durchmesser, welches er zur Herstellung von Himmelskarten benutzte, in etwa '20 Minuten bereits ein deutliches Bild des Orionuebels aufzunehmen, eine Folge der grossen Lichtstärke dieses Objectivs für Flächenabbildungen wegen der verhält- nissmässig kurzen Brennweite desselben.
Von dieser Zeit an hat sich eine grosse Zahl von Astronomen mit der Aufnahme von Nebelflecken beschäftigt, und es mögen hier zunächst nur die Namen derselben Platz finden: Roberts, Picke ring, Henry, Gill, v. Gothard, der Verfasser dieses Buches, u. a. m. Infolge dieser vielseitigen Bemühungen sind die Regeln für die Benutzung bestimmter Instrumente für die Aufnahmen der Nebelflecken durchaus klar gestellt. Für die allerhellsten Nebel, wie Orionnebel, die inneren Theile des Andromedanebels, Ringnebel in der Leier, den Nebel um /; Argus u. s. w., und die helleren planetarischen Nebel sind bei verhältnissmässig langen Expositionszeiten die für die Herstellung der Himmelskarte bestimmten
Die Nebeldecken.
331
Refractoren von 34 cm Oeftüung und 3.4 m Brennweite nocli sein- gut geeignet. Sie sind vortheillmft wegen ihrer grossen trennenden Kraft, so dass sie noch in den kleinen planetarischen Nebeln, deren Durchmesser meist weit unter einer Bogenminute liegt, deutliche Einzelheiten erkennen lassen. Um schwächere Nebel zu photographiren, muss man Objective von verhältnissmässig viel kürzerer Brennweite benutzen; man geht hierbei mit Vortheil bis zu dem Verhältnisse von 1 : 3 für Oeffnung zu Brennweite hinunter und verwendet die aplanatisch construirten Porträtobjective oder Euryskope. Bei den schwächsten und dabei ausgedehnten Nebeln gehen diese Objective ganz überraschende Resultate; bei allen kleineren Objecten gehen wegen des kleinen Massstabes der Abbildung bei verhältnissmässig schlechter Vereinigung der Strahlen alle Einzelheiten verloren, und dann, also in der Mehrzahl der Fälle, treten die Reflectoren an ihre Stelle. Unter Verzichtleistung auf ein grosses Gesichtsfeld kann man bei Spiegeln bis auf Brennweitenverhältnisse von I : 8 oder noch darunter gehen, und dann sind dieselben thatsächlich lichtstarker für Flächenabbildungen als die Porträtlinsen mit relativ kürzeren Brennweiten, weil bei letzteren bereits eine sehr beträchtliche Absorption der ultravioletten Strahlen stattfindet.
Es giebt heute wohl kaum — wenigstens am nördlichen Himmel — noch irgend einen durch Grösse, Form oder Helligkeit ausgezeichneten Nebelfleck, der nicht photographisch abgebildet wäre, und wenn auch hierbei von der Ausmessung der einzelnen Objecte noch keine Rede gewesen ist, so hat doch schon die blosse Betrachtung der Photographien zu sein- wichtigen Resultaten geführt. Es liegt in der Natur der Sache, dass eine Darstellung dieser Resultate eigentlich nur durch Reproduction der Aufnahmen erfolgen kann; da dies aber in diesem Werke nur auf wenige Fälle beschränkt bleiben muss, so will ich im Folgenden versuchen, in Kürze durch Hervorhebung der wesentlichsten Punkte ein ungefähres Bild von dem grossen Fortschritte zu geben, den die Kenntniss der Formen der Nebelflecken und ihrer Beziehung zu Fixsternen durch die Einführung der Photographie erfahren hat.
Bei den grösseren, helleren, früher schon vielfach direct optisch untersuchten Objecten ist photographisch ausserordentlich viel mehr Detail zu erkennen als optisch; in vielen Fällen ist die wahre Gestalt und Structur früher überhaupt nicht festzustellen gewesen. Ein classisches Beispiel hierfür gewährt der grosse Andromedanebel. Derselbe erscheint in Fernrohren mittlerer Grösse als nahe elliptischer Nebel mit ziemlich gleich- mässig zunehmender Helligkeit bis zum Kerne hin. In den mächtigsten Instrumenten sind dann noch ein oder zwei canalartige dunklere Streifen gesehen worden, die nahe parallel zur grossen Axe liegen. Eine Vor-
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III. Geschichte der Himmelsphotographie.
Stellung- über die wahre Gestalt des Nebels im Kannte Hess sich hierdurch nicht gewinnen. Die erste gelungene Aufnahme des Nebels in dem Spiegelteleskope von Roberts gab diese Aufklärung ohne Weiteres. Der Andromedanebel ist ein flacher Spiralnebel, gegen dessen Kante wir unter einem ziemlich spitzen Winkel selten. Unter der Annahme, dass die äussere Begrenzung annähernd kreisförmig sei, würde dieser Winkel ungefähr 25° betragen. Die Ellipticität des inneren, sehr hellen Kerns ist beträchtlich geringer als die der Spiralstreifen, und hieraus könnte man schliessen, dass dieser Kern gegenüber den sehr flachen Spiralen eine merkliche Dickenausdehnung hat, nahe kugelförmig ist. In den Spiralen selbst ist eine. Neigung zur Bildung von Knoten sehr deutlich ausgesprochen. Die zahlreichen in dem Nebel und um ihn herum befindlichen schwachen Sterne zeigen ziemlich gleichförmige Vertheilung und scheinen nicht mit dem Nebel in physischem Zusammenhänge zu stehen. Das Gleiche dürfte wohl von dem in der Nähe befindlichen kleinen hellen Nebel G. C. 117 gelten. Auch er ist elliptisch geformt, mit hellem Kerne, zeigt aber keine feinere Structur und befindet sich ganz ausserhalb der Spiralen; seine grosse Axe ist gegen die des Andromedanebels um etwa 00° geneigt.
Damit ist der Andromedanebel seiner wahren Gestalt nach erkannt; er gehört zur Classe der Spiralnebel, die eine verhältnissmässig einfache mechanische Deutung zulassen.
Beim Orionnebel lassen die Aufnahmen mit grösseren Instrumenten einen ungeheuren Reichthum an Detail im mittleren hellen Tlieile erkennen. Aber die Anordnung dieses Details verräth nichts Gesetzmässiges; das Innere des Nebels ist eine chaotische Masse im vollsten Sinne des Wortes. Erst bei der Betrachtung der äusseren Partien beginnt eine einiger- masseu geregelte Structur kenntlich zu werden, die sich darin äussert. dass sich gekrümmte Strahlen von der Hauptmasse ablösen, die, nach Innen fortgesetzt gedacht, etwa den hellsten Theil des Nebels treffen würden. Eine völlige Aufklärung hierüber liefern aber die Aufnahmen des Nebels mit lichtstarken Instrumenten, die uns auf das deutlichste zeigen, dass die äussersten gekrümmten Strahlen nach Aussen hin sich zu einem Ringe Zusammenschlüssen, so dass der Nebel als Ganzes die Gestalt eines Siegelringes zeigt, bei dem allerdings die Masse, welche den Stein dieses Siegelringes darstellt, ganz ausserordentlich Uberwiegt. Ich glaube aber nicht, dass dies die wahre Gestalt des Nebels im Raume ist; vielmehr scheinen mir die von anderen Stellen des inneren Theiles ausgehenden Strahlen, deren Fortsetzungen nachdem entgegengesetzten Punkte des Ringes führen, anzudeuten, dass auch eine Drehung der jetzigen Projectionsebene immer wieder zu einer ähnlichen Gestalt fuhren würde,
Die Nebelflecken.
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dass also die Nebelmaterie eine Art von Kngelschale bildet, die an einer Stelle eine ganz ausserordentlich starke Verdichtung hat, deren innere Structur unseren Sinnen regellos erscheint.
Auf der nordwestlichen Seite des inneren Theiles sind sehr charakteristische Anordnungen der Nehelmaterie zu bogenförmigen Gebilden vorhanden, und diese Bogen oder Strahlen treffen so auffallend in ihren Endpunkten mit schwachen Sternen zusammen, dass kaum an einer physischen Verbindung dieser Objecte mit den betreffenden Sternen ge- zweifelt werden kann. Aber auch für andere Sterne lässt sich ein solcher Zusammenhang mit dem Nebel nachweisen. Im Gegensätze zu den direc-ten Beobachtungen, die infolge einer Contrastwirkung die nächste Umgebung der Trapezsterne als nebelfrei erscheinen lassen, befindet sich gerade das Trapez in einem hellen und dichten Theile des Nebels, ebenso einige andere helle Sterne. Durch successive Verminderung der Expositionszeit lassen sich nun leicht Aufnahmen hersteilen, welche nur noch die hellsten Theile des Nebels schwach angedeutet zeigen, und die dann sichtbar werdende Form dieser hellsten Theile lässt ohne Weiteres ihre directe Verbindung mit den betreffenden Sternen erkennen. Dasselbe gilt auch für den in unmittelbarer Verbindung mit dem Orionnebel stehenden Nebel Messier 43, dessen Hauptstern diesem Nebel deutlich erkennbar physisch angehört.
Beim Orionnebel ist es auch zum ersten Male möglich gewesen, die Exactheit der photographischen Methode in Anwendung zu bringen. Ich habe eine Ausmessung dieses Nebels in der Art versucht, dass ich die Positionen einer Anzahl hervorragender Punkte, als Maxima der Helligkeit oder Dunkelheit, geometrische Mitten von Nebelknoten, Ecken, Einbuchtungen u. s. w., bestimmt habe. Die wiederholte Ausführung dieser Messungen hat ergeben, dass sich Uber 150 solcher Punkte mit einem w. Fehler von unter 1" festlegen lassen, und es ist die Hoffnung vorhanden, dass die so ermittelten Positionen nach einem allerdings wohl erst sehr langen Zeiträume als Grundlage zur Ermittelung systematischer Bewegungen im Nebel zu dienen und damit einen weiteren Fortschritt in der Erkenntniss seiner Natur zu bringen vermögen.
Einen ganz ausserordentlich complicirten Bau zeigen die Aufnahmen des Nebels um r] Argus, welche Gill mit dem 13 zölligen photographischen Refractor der Cap-Sternwarte unter Anwendung von Expositionszeiten bis zu 25 Stunden erhalten hat. Die Nebelmassen bedecken eine Fläche von ungefähr 4 Quadratgrad und sind in einer AVeise angeordnet, dass es ganz unmöglich ist, durch Beschreibung ein Bild dieses Nebels zu geben. Er zerfällt in zwei durch einen dunklen, fast ganz nebelfreien Canal getrennte Theile, von denen der hellere und kleinere Theil ziemlich scharf begrenzt erscheint und annähernd die Form eines Dreiecks besitzt.
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III. Geschichte der Himmelsphotographie.
Der andere Tlieil ist von ganz unregelmässiger und zerrissener Form. Die in dieser Gegend des Himmels sehr zahlreich vorhandenen Sterne scheinen an einzelnen Stellen ihrer Vertheilung nach mit dem Nebel in Conuex zu stehen, indessen ist ein bestimmtes Urtheil hierüber nicht möglich.
Völlige Klarheit hat die Photographie Uber die Form der Spiralnebel gebracht (siehe Andromedanebel,. Die Spiralform dieser Objecte ist direct nur mit Mühe unter Benutzung der mächtigsten Fernrohre zu erkennen, so dass die Rossc’schen Beobachtungen lange Zeit angezweifelt worden sind. In der That sind die Hosse’schen Zeichnungen ganz ungeeignet, mehr zu geben als die Richtung der Spiralen, und erst H. C. Vogel hat am Wiener Refractor eine Zeichnung des Spiralnebels in den Jagdhunden, G. C. 3572—74, gefertigt, die eine deutliche Aehnliclikeit mit den Ergebnissen der Photographie besitzt. Die besten Aufnahmen hat v. Gothard mit einem nur 10zölligen Spiegelteleskope erhalten; eine genaue Reproduction derselben durch Zeichnung findet sich in Astr. Nachr. Nr. 2S54 (Vogel). Das Charakteristische der beiden daselbst wiedergegebenen Spiralnebel, G. C. 3572 — 74 und 2S38, besteht darin, dass die Spiralen verhältnissmässig sehr dünn sind und vielfach Unterbrechungen und Verdichtungsknoten zeigen.
Bei dem ersten der beiden Nebel gehen vom Kerne aus zwei Spiralen dicht neben einander ab; die eine wird sehr hell und verwaschen und scheint nach einem halben Umlauf zu verschwinden oder sich mit der anderen zu verbinden. Bei der anderen lassen sich deutlich 2'/ 2 Umläufe verfolgen, doch hat sie an der Stelle, wo sie mit der ersten zu- sammenstösst, eine ziemlich complicirte Structur; von einzelnen hier befindlichen Knoten gehen sogar neue gekrümmte Arme ab. Das letzte Stück der Spirale ist äusserst schwach, endigt aber in einer helleren, breiten, dreieckigen Nebelmasse, die mit dem sehr hellen bekannten Knoten G. C. 3574 in Verbindung steht. Der Kern besteht aus einer fast kreisrunden Scheibe mit hellerem Rande und Verdichtung in der Mitte. Die Projectionsebcne scheint mit der Ebene der Spirale ziemlich zu- sammenzufallen. Bei dem Nebel G. C. 1838 ist die Spiralform weniger scharf ausgesprochen. Die Arme zeigen starke Knickungen, und ihr Zusammenhang mit dem unregelmässig geformten Kerne ist weniger deutlich zu erkennen. In Bezug auf die Abbildung anderer Gothard‘scher Nebelficckaufnahmen möge auf die an derselben Stelle publicirten Re- productioneu der Nebel G. C. 2373, 3321 und 2377 hingewiesen werden.
Noch bei einigen anderen Nebeln ist ähnlich wie beim Andromedanebel durch die Photographie*) eine spiralige Structur mit Sicherheit
*! E o b e r t 8 , J. A Selection of Photographs of Stars, Star Clusters and Nebulae. London 1895.
Die Nebelflecken.
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nachgewiesen worden. Hierher gehören z. B. die folgenden: G. C. 1561, 63, bei dem mehrere kräftige Spiralen von einem ziemlich scharfen hellen Kern abgehen, die übrigens bereits von Bosse erkannt worden sind; G. C. 1949: ein heller verwaschener Kern von einer schwächeren, ziemlich grossen Hülle umgeben, in der die Spiralform zwar deutlich, aber doch nur sehr zart angedeutet ist; G. C. 2052 besitzt einen völlig stern- artigen Kern, von dem zwei vollständig symmetrische Spiralen abgeheu, die aber ihrerseits in ebenfalls sternähnliche Knoten abgesclmUrt sind; in der Rosse’schen Zeichnung ist die spiralige Structur angedeutet, aber in der Beschreibung nicht erwähnt; G. C. 3770, 71: sehr ausgeprägter Spiralnebel mit hellem, scharfem Kern; die Spiralen selbst zerfallen in äusserst zahlreiche sternähnliche Verdichtungen, so dass der Nebel fast ganz in Sterne aufgelöst erscheint; von Rosse bereits als Spiralnebel erkannt.
Die bisher besprochenen Nebel, deren Zahl sich noch sehr erweitern liesse, gehören sämmtlich zu den helleren Objecten, so dass sie sich zum Theil noch zu Aufnahmen mit den für Nebelflecken nicht besonders lichtstarken photographischen Rcfractoren eignen. Aber auch bei den schwachen und dabei meist ziemlich ausgedehnten Nebeln hat die Photographie zu einer wesentlichen Vermehrung unserer Kenntnisse beigetragen. Als erstes Beispiel möchte ich den von Barnard optisch entdeckten Nebel bei § Persei, N. G. C. Nr. 1499, erwähnen, der sich durch Aufnahmen von Archenhold, mir und neuerdings Barnard als einer der grössten Nebel entpuppt hat. Seine Längenausdehnung beträgt über 3°, seine Breite über 1°. Die Anordnung der schwächeren Sterne lässt recht deutlich einen physischen Zusammenhang mit dem Nebel, der im 'Wesentlichen aus zwei durch Brücken verbundenen Streifen besteht, erkennen.
Ganz besonderes Interesse wegen ihres innigen Zusammenhanges mit den Sternen bieten die grossen Nebel in der Milchstrasse. Au sehr vielen dichten Stellen derselben lehrt die Photographie die Existenz von nicht auflösbarem Nebel kennen, der im allgemeinen seiner Form nach sich den durch die verschiedene Dichtigkeit gebildeten Configurationen der Sterne an- sckliesst und also zweifellos den interstellaren Raum der Sternanhäufungen in der Milchstrasse ausfüllt. Das beste Beispiel dieser Art bietet der von M. Wolf entdeckte grosse Nebel bei u Cygni; fernere Beispiele bilden einige Nebel bei y Cassiopejae. Die Gestalt dieser grossen Milchstrassen- nebel ist sehr verschieden; nach Wolf*) ist die typischste Form diejenige eines Trichters, dessen Spitze in einer der im vorigen Capitel erwähnten
*j Zur Erklärung der Kettenbildung der Gestirne. Astr. Nachr. 135, 11.
336
III. Geschichte der Himmelsphotographie.
Sternketten endigt. Icli habe bereits erwähnt, dass ich derartige Sternketten nicht für reelle Systeme halte, und kann mich deshalb auch nicht der Wolf’schen Erklärung dieser Ketten im Zusammenhänge mit der Trichterform der Nebel anschliessen. Wolf nimmt an, dass sich der Nebel in einer Rotation befindet und sich infolge dessen die Materie trichterartig absclmürt und so Aneinanderreihungen von Sternen au der Spitze des Nebels entstehen. Auch aus mechanischen Gründen dürfte diese Hypothese sehr wenig Wahrscheinlichkeit besitzen.
Ein anderer sehr grosser Milchstrassennebel befindet sich Ende I7 h und —28°. Die Structur dieses Nebels entspricht vollständig der der Milchstrasse selbst. Derartige Beispiele Hessen sich ausserordentlich vermehren, besonders hat Barnard*) viele solcher Stellen aufgefunden. Barnard macht darauf aufmerksam, dass es besonders die helleren Sterne der Milchstrasse seien, deren Configurationen sich die Nebel anschliessen. Dies dürfte aber durchaus nicht überall die Regel bilden; vielmehr scheint mir die Sterndichtigkeit überhaupt der massgebende Factor zu sein; gerade an den dichtesten Stellen befinden sich auch naturgemäss die meisten helleren Sterne.
Ein ganz merkwürdiges Object befindet sich in der Nähe von k Cygni. Schon J. Herschel hat die eigenthiimliche schlangenartige Form dieses sehr langen Nebelstreifens erkannt; aber die charakteristische Structur des Streifens, seine Zusammensetzung aus ganz dünnen Nebelfäden, ist erst durch die Photographie (Roberts) zu Tage getreten. Der Streifen beginnt etwa 25' nördlich von k Cygni als einzelner heller Faden, tlieilt sich dann bald in mehrere durch einander verflochtene Fäden, die nach Süden gehend immer schwächer werden und schliesslich etwa 30' südlich von k Cygni verschwinden. Er liegt gerade an der Grenze der Milchstrasse, scheint aber mit den dort befindlichen Sternen in keiner Verbindung zu stehen.
Ein Nebel, dessen grosse Ausdehnung und complicirte Structur erst durch die Photographie bekannt geworden ist, ist der Nebel um ’C Orionis; auf ihn ist zuerst von Wolf aufmerksam gemacht worden. Nach meinen Aufnahmen scheint er weder mit 'C Orionis, noch mit anderen Sternen in Verbindung zu stehen. Er erstreckt sich in Form eines spitzwinkeligen Dreiecks, dessen folgende Seite ziemlich scharf begrenzt ist, etwa 1 VA nach Süden; eine kleinere, aber hellere Partie folgt nördlich auf C Orionis und besteht aus regellos zusammengesetzten Nebelknoten, in Form und Structur an den Omeganebel erinnernd.
*) Photographie Nebulosities and Star Clusters connected with the Milky Way. Astr. and Astrophys. 1S94.
Die Nebelflecken.
337
Höchst interessante Nebel befinden sich in der Plcjadengruppe, von denen vor Anwendung der Photographie nur der den Stern Merope umgebende bekannt war, während jetzt noch diejenigen um Maja und Al- cyone hinzugekommen sind. Diese Nebel sind besonders merkwürdig durch ihre streifige oder faserige Natur; sie liegen zwar ziemlich symmetrisch um die betreffenden Sterne herum, bestehen aber aus nur schwach gekrümmten, unter sich parallelen Fasern; ausserdem liegt das Faserhündel bei Merope noch parallel zu dem bei Alcyone, während die Faserrichtung beim Majanebel einen Winkel von etwa 60° gegen die anderen bildet. Eine Vorstellung von der wahren Gestalt dieser Nebel im Raume lässt sich nur schwer gewinnen, besonders in Rücksicht auf ihre Stellung zu den Centralsternen. Durch schwache Streifen scheinen die drei Nebel mit einander verbunden zu sein, und wenn man nur nach dem Anblicke ur- theilen wollte, so müsste man annehmen, dass hier ein grösserer Nebel vorhanden ist, der sich wesentlich vor den erwähnten Sternen befindet und weniger durch eigenes Licht, als durch das hindurch passirende Licht der betreffenden Sterne leuchtet. Dem widerspricht aber das Verhalten des Meropenebels in lichtschwächeren Instrumenten; hei Airfnahmen im photographischen Refractor erscheint bei etwa 30 m Expositionszeit die erste Spur dieses Nebels als ein etwa 1' langer, dünner und scharf begrenzter Streifen, der ganz genau von Merope ausgeht, also zweifellos mit ihr in physischem Connexe steht. Die Plejadenaufnahmen von Roberts deuten übrigens darauf hin, dass eine beträchtliche Erweiterung der Lichtstärke oder Vermehrung der Expositiouszeit schliesslich die ganze Plejadengruppe mit Nebel erfüllt erscheinen lassen würde. LJeberhaupt gewinnt man aus der Betrachtung der jetzt vorhandenen Nebelaufnahmen den Eindruck, dass bei noch etwa verzehnfachter Empfindlichkeit der photographischen Methoden ein sehr grosser Theil des Himmelshintergrundes, vielleicht ein Drittel oder noch mehr desselben, mit nebliger Materie bedeckt erscheinen würde.
Audi bei den kleinen, regelmässig gestalteten Nebeln, den planetarischen Nebeln, hat die Photographie zu neuen Kenntnissen geführt, allerdings nur bei den helleren Objecten. Die Aufnahmen des Ringnebels in der Leier, um dieses Object zu den planetarischen Nebeln zu rechnen, zeigen in völliger Uebereinstimmung mit den directen Beobachtungen den Nebel als elliptischen Ring, der an den beiden Enden der grossen Axe merklich lichtschwächer ist als an den übrigen Stellen. Als unerwartetes Ergebniss fand v. Gothard, der die ersten Aufnahmen dieses Nebels erhalten hat, ein schwaches Sternchen genau in der Mitte des Nebels, welches trotz aller Bemühungen bisher in keinem Fernrohr direct wahrnehmbar gewesen ist. Denza, der den Nebel mit dem photographischen
Scheiner, Photographie der Gestirne. 22
338
III. Geschichte der Ilimmelsphotographie.
Refractor des Collegio Romano aufgenommen hat, gieht an, dass derselbe sieh hei stärkerer Vergrösserung in Hunderte von Sternen auflösen lasse. Es liegt hier eine unbegreifliche Verwechslung mit dem Silberkorn der Platte vor. Verhältnissmässig kurz exponirte Aufnahmen mit dem Potsdamer llefractor deuten übrigens auf eine streifige Structur des Ringes, die bei kräftigeren Aufnahmen verschwindet.
Von den beiden typischen planetarischen Hebeln*) G. C.462S und 4964 habe ich mit dem photographischen Refractor Aufnahmen erhalten, die trotz der Kleinheit dieser Hebel noch ziemlich viel Detail zeigen. Beide Hebel sind Ringnebel, und beide zeigen centrale Kerne, die auf der Photographie heller erscheinen als die Ringe, während sie von Burnham mit dem Refractor der Licksternwarte kaum erkannt werden konnten. Diese centralen Verdichtungen sind nun keineswegs Sterne, sondern wirkliche nebelige Verdichtungen von unregelmässiger Form. So gehen von dem Hebelcentrum in G. C. 4628 Streifen aus, welche die Figur eines X bilden; bei G. C. 4964 ist der Kern länglich und durch nebelige Ansätze mit dem äusseren Ringe verbunden. Auch der sonst wohl sternartige Kern des Ringnehels in der Leier erscheint etwas deformirt, so dass diese drei Objecte einander zweifellos äusserst ähnlich sind. Während es Schwierigkeiten machen würde, sich einen Stern vorzustellen, der wesentlich nur blaues oder violettes Licht aussendet und daher photographisch heller sein würde als optisch, macht dies bei einer gasförmigen Verdichtung keine Schwierigkeiten. Es braucht nur angenommen zu werden, dass ein Gas, welches wesentlich brechbareres Licht emittirt, im Kerne in grösserer Menge vorhanden ist, als im Ringe, oder dass Temperaturunterschiede die Erscheinung hervorrufen.
Mit Hülfe der Photographie ist auch zum ersten Male der Versuch einer Parallaxenbestimmung bei Hebelflecken möglich gewesen. Wilsing**) hat hierzu zwei planetarische Hebel von möglichst kleinem Durchmesser bei symmetrischer Form gewählt, den Webb’schen Hebel (B. D. -j- 41°4004) und den bereits oben erwähnten Hebel G. C. 4964. Die w. Fehler der Messungen sind zwar etwas grösser als hei Sternen, aber doch immerhin klein genug, um Unsicherheiten der Parallaxen von mehr als 0"2 aus- zuschliessen. Für den Webb’schen Hebel konnte eine bestimmte Andeutung einer Parallaxe nicht gefunden werden; für den anderen resultirt gegen zwei Sterne der 11. Grösse eine negative Parallaxe von ungefähr O'.'l, so dass also folgt, dass diese beiden planetarischen Hebel eine messbare Parallaxe nicht besitzen.
* Astr. Nadir. 129 , 239.
**) Astr. Rachr. 133 , 353 und 136 , 349.
Anhang’.
Litteraturverzeicliniss.
Die bei Aufstellung des Literaturverzeichnisses massgebend gewesenen Gesichtspunkte sind bereits kurz im Vorworte angedeutet worden. leb habe demnach die sämmtlichen in den Rahmen dieses Buches gehörenden Publicationen, welche ich auftinden konnte, in das Verzeiclmiss aufgenommen. In den zahlreichen Fällen, in denen Autoren ihre Arbeiten gleichzeitig an mehreren Stellen publicirt haben, sind dieselben auch bei verschieden lautendem Titel unter einem Titel liier aufgeftikrt. Wenn hierbei die Zahl der Publicationsstellen sehr gross war, habe ich häufig die Hinweisung auf einige derselben unterdrückt. In einzelnen Fällen, in denen mir eine dieser Veröffentlichungen nicht direct zugänglich war und ich wegen der Verschiedenheit der Titel nicht über eine Identität der Publicationen ins Klare kommen konnte, habe ich dieselben unter den besonderen Titeln aufgenommen. Es wird daher Vorkommen können, dass im Wesentlichen identische Publicationen zweimal angeführt sind.
Referate sind im allgemeinen nur aufgeführt, wenn dieselben kritische oder sachliche Zutliaten von Seiten der Referenten enthalten. Die reiu referirenden Journale, wie die Beiblätter der Physik, Fortschritte der Physik etc., die man zur ersten Orientirung immer hinzuzielien wird, und deren Benutzung eine sehr bequeme ist, sind bei der vorliegenden Zusammenstellung nicht berücksichtigt worden.
Eine Entscheidung darüber, welche Artikel aus populären Zeitschriften aufzunehmen sind, ist sehr schwierig zu treffen. Ein ganz consequentes Vorgehen ist daher hierbei nicht erfolgt; doch habe ich wesentlich nur ältere Artikel berücksichtigt, und es sind deshalb manche Zeitschriften gar nicht binzugezogen worden. Ein Versuch, alle einschlägigen Artikel auch nur der gangbareren Zeitschriften dieser Art aufzunehmen, würde etwa zu dem dreifachen Umfange des Verzeichnisses geführt haben.
22 *
340
Anhang.
Abhandlungen, welche die photographische Technik betreiben, sind nur ganz ausnahmsweise aufgeführt, wenn sie in directem Zusammenhänge mit in diesem Buche benutzten Angaben stehen. Der Umfang der zum grösseren Tlieile gänzlich werthlosen Litteratur dieses Gebietes ist überhaupt ein kaum zu bewältigender.
Das bereits in meiner »Spectralanalyse der Gestirne« eingeführte Princip, die Litteraturangaben nach den Namen der Autoren zu ordnen, habe ich auch hier als das meiner Ansicht nach zweckentsprechendste heibehalten. Zur Erleichterung des Auffindens wird das Verzeichniss wieder in mehrere, sachlich von einander geschiedene Abschnitte getrennt, und zwar in die folgenden:
I. Allgemeines, Geschichtliches, Theoretisches.
II. Instrumente, Messungen, Keductionsmethoden.
III. Photographische Photometrie.
IV. Sonne, Sonnenfinsternisse, Protuberanzen, Corona.
V. Venusdurchgänge (Instrumente, Methoden, Resultate).
VI. Mond.
VII. Planeten, Satelliten.
VIII. Cometen.
IX. Sternschnuppen, Meteore.
X. Fixsterne, Sternhaufen, Nebelflecken.
Bei der umfangreichen Arbeit des Sammelns der Litteraturangaben habe ich mich der eifrigen Unterstützung des Herrn Hirayama zu erfreuen gehabt, was ich hier dankbar hervorheben möchte.
Erklärung der häufiger vorkoinmenden Abkürzungen.
Amer. Journ. = The American Journal of Science and Arts, by Silliman etc.
Ann. Bur. Long. = Annuaire du Bureau des Longitudes. Paris.
Arch. des Sciences Phys. et Nat. = Bibliotheque Universelle de Geneve. Arcliives des Sciences Physiques et Naturelles. Geneve.
A. and A. = Astronomy and Astrophysics (Fortsetzung des Sidereal Messenger;. Nortlifield, Minn.
Astr. Nachr. = Astronomische Nachrichten.
Astr. Journ. = The Astronomical Journal (Gould. Boston.
Astrophys. Journ. = The Astrophysical Journal. Chicago.
Athen. = The Athenäum. Journal of English and Foreign Literature, Science London.
Ber. k. Sachs. Ges. d. Wiss. - Berichte über die Verhandlungen der Künigl. Sächsischen Gesellschaft der Wissenschaften. Leipzig.
Litteratur.
341
Brit. Journ. Pliot. = The British Journal of Photograph)'. London.
Bull. Acad. St, P6tersbourg. = Bulletin de l’Academie Imperiale de St. Petersbourg. Bull. Astr. = Bulletin Astronomique. Paris.
Bull, du Comite = Bulletin du Comite Permanent International pour l’Execution Photograpliique de la Carte du Ciel. Paris.
Bull. Soc. Prang. Phot. = Bulletin de la Societe Frangaise de Photographie.
Carls Rep. = Repertorium für Experimentalphysik von Carl (später von Exner).
C. R. = Comptes Rendus Hebdomadaires des Seances de l’Academie des Sciences. Paris.
Engl. Mecli. = The English Mechanic and Mirror of Science and Arts. London. Institut = L’Institut, Journal des Academies et Societes Scientifiques. Paris. Journ. of Astr. Assoc. = The Journal of the British Astronomical Association. London. Journ. Pliot, Soc. — Journal of the Photographie Society of London. London. Mem. Manch. = Memoirs of the Literary and Philosophical Society of Manchester. Mem. Spettr. = Memorie della Societä degli Spettroscopisti Italiani.
Mem. of Rat. Acad. = Memoirs of the National Academy of Science. Washington. M. N. = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. London.
Nature = Nature, a weekly illustrated Journal of Science. London.
Obs. = The Observatory, a monthly Review. London.
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Philos. Mag. = The London, Edinburgh and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science.
Pogg. Ann. = Annalen der Physik und Chemie (z. Z. von Wiedemann).
Proc. Amer. Acad. = Proceedings of the American Academy of Sciences and Arts. Boston.
Proc. Amer. Assoc. = Proceedings of the American Association for the Advancement of Sciences. Washington.
Proc. Manch. = Proceedings of the Literary and Philosophical Society of Manchester. Proc. R. Soc. - Proceedings of the Royal Society of London.
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Rep. Brit. Assoc. = Report of the Meeting of the British Association for the Advancement of Science.
Reun. du Comite = Reunion du Comitd Permanent International pour l’Execution Photograpliique de la Carte du Ciel. Paris.
Sid. Mess. = Sidereal Messenger.
Sirius = Sirius, Zeitschrift für populäre Astronomie. Leipzig.
Trans. R. Dublin Soc. = The Scientific Transactions of the Royal Dublin Society. Trans. R. Soc. = Philosophical Transactions of the Royal Society of London.
V. J. S. = Vierteljahrsschrift der Astronomischen Gesellschaft.
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342
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346
Anhang.
Common, A. A. Astronomical telescopes for photogr. Nature 31. 38, 270.
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Gill, D. Photogr. Durchmusterung des südlichen Himmels. Astr. Nachr. 119, 257.
- Note concernant la carte du ciel. Renn. du Comite 1889, App. 1.
- Notes relatives ä differents memoires contenus dans les premiers fascicules
du bulletin. Bull, du Comite 1, 128.
- Extrait d’une lettre (carte du ciel). Bull, du Comite 1, 136.
- Photographie stellaire. C. R. 114, 867; Bull. Astr. 9, 344.
- The photographie chart of the heavens. Obs. 11, 320.
-Lettre (carte du ciel). Bull, du Comite 2, 116.
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Gothard, E. von. Photographie von Nebelflecken. Astr. Nachr. 115, 221.
24 *
372
Anhang.
Gothard, E. von. Studien auf dem Gebiete der Stellarphotographie. Ungar. Ber. 5, 72.
- Photographie von Nebelflecken. Astr. Nachr. 119, 337.
- Der kleine Barnard’sche Nebel bei Mess. 57. Astr. Nachr. 135, 11.
Gould, B. A. Photographie der Plejaden. Astr. Nachr. 68, 183.
- Star photographs at Cordoba. Amer. Journ. 6, 399.
- Reduction of Rutherfurd’s photographs of stellar groups. Mem. of Nat. Acad. 4.
-— On the comparisons of the photographic with the instrumental determinations of star places. Astr. Journ. Nr. 197.
-— On photographic determinations of stellar positions. Proc. Amer. Assoc. 35, 74.
- Celestial photography. Observatory 2, 13.
-Bemerkungen zu Schultz-Sellack .... Astr. Nachr. 93, 124.
Hagen, S. J. Messungen an Doppelsternen mittels Photographie. Astr. Nachr. 136, 303.
Hall. Note on the ring nebula in Lyra. Astr. Journ. 9, 64.
Henry, P. et Pr. Photographie in der Milchstrasse. Astr. Nachr. 112, 111.
-Photographs of a new nebula in the Pleiades. M. N. 46, 98.
-The photographic nebula in the Pleiades. M. N. 46, 281.
-L’astronomie photographique. C. R. 102, 145.
- Sur une carte photographique du groupe des Pleiades. C. R. 102, 848; Amer.
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- Photograph of the nebulae in Pleiades. Obs. 11, 98.
- Etüde du champ des clichcs photographiques .... Bull, du Comite 1, 139.
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- Examination of stellar photographs. Pac. 1, 75.
- On some of the features of the arrangements of stars. M. N. 50, 61.
-Photographing stars in day-time. Astr. Journ. 9, 73.
- Comparison of some photographs and drawings of the nebula in Orion. Pac.
3, 57.
- Schmidt’s drawings of nebula Orionis compared with photographs. Pac. 3, 68.
- Photograph of the cluster Mess. 34. Pac. 3, 62.
- Photographs of the nebula of Orion. Pac. 3, 141.
- Ueber die Keeler’schen Photographien der Nebel. Astr. Nachr. 125, 289.
Hopkins. Photography of the Pleiades. Obs. 9, 194.
Jacoby, H. The Rutherfurd photogr. measurements of the Pleiades. Ann. New York Acad. 6; Y. J. S. 27, 206.
- The Rutherfurd photogr. measurements of the stars about ß Cygni. Ann. New
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- The parallax of /j. and 0 Cassiopejae. Ann. New York Acad. 8.
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- The astrophotographic chart. A. and A. 12, 117.
- The periodic Variation in the motion of 61 Cygni. M. N. 54, 117.
Janssen, J. Sur les photographies des nebuleuses. C. R. 91, 713.
- Sur les photographies des nebuleuses. C. R. 92, 261.
- Photographs of nebulae. Amer. Journ. 21, 401.
Ing all. Note on the nebulous stars in Roberts’ photogr. M. N. 49, 420. Johnson. Photogr. of Mess. 42. Obs. 10, 100.
Kapteyn, J. C. Bericht über die zur Herstellung einer Durchmusterung des südlichen Himmels ausgeführten Arbeiten. Y. J. S. 24, 213; 25, 240; 27, 218.
Litteratur.
373
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Knobel, E. B. Examination of stellar photographs. Obs. 10, 231.
- On the photographic chart of heavens. Obs. 11, 256.
y. Kövesligethy, R. Ueber unsichtbare Sterne mit photogr. Wirkung. Phot. Corr. 1888, 3; M. N. 48, 144.
Lohse, 0. Ueber photogr. Aufnahmen des Sternhaufens x Persei. Astr. Nachr. 111, 147.
- Ueber Stellarphotographie. Astr. Nachr. 115, 1.
Monck. Stellar photographs. Obs. 13, 90.
Mouchez, E. Proposal for photographing the heavens. M. N. 46, 1.
- Carte photographique du ciel ä l’aide des nouveaux objectifs_ C. R. 100;
Bull. Astr. 2, 289.
-Photographies astronomiques de M. M. Henry. C. R. 101; Bull. Astr. 3, 93.
-Photographie celeste. C. R. 102; Bull. Astr. 3, 192.
-Travaux preparatoires pour l’execution de la carte .... C. R. 106; Bull.
Astr. 5, 315.
- Photography as a means of charting the Stars. Obs. 7, 305.
-Photographic chart of the heavens. Obs. 11, 255, 296.
- Photogr. Aufnahmen in der Milchstrasse. Astr. Nachr. 112, 111.
-Note (carte du ciel). Bull, du Comite 1, 81, 221.
- Photographie d’etoiles .... C. R. 99, 305.
- (Himmelskarte.) Obs. 14, 232.
- Circulaire relative ä l’essai des e er ans .... Bull, du Comite 2, 45.
-Photographie de la nebuleuse 1180 du G. C. par M. M. Henry. C. R. 103;
Bull. Astr. 4, 76.
- Nouvelles nebuleuses remarquables dans les Pleiades. C. R. 106; Bull. Astr.
5, 314.
- Sur une photographie de la nebuleuse de la Lyre. C. R. 111; Bull. Astr. 8, 85.
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- A photographic study of the nebula of Orion. Proc. Amer. Assoc. 20, 407.
- The great nebula in Orion. Sid. Mess. 1890; Bull. Astr. 8, 211.
- Photographic determinations of stellar motions. A. and A. 13, 521.
- Detection of new nebulae by photography. Ann. Harvard Coli. Obs. 18, 113.
- Ueber photogr. Aufnahmen vor der Entdeckung der Nova Aurigae. Astr. Nachr.
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- Photographs of the nebulae Mess. 57 ... . M. N. 48, 29.
-Photographs of the nebulae Mess. 31 ... . M. N. 49, 65.
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- Photographs of the region of Hind’s variable nebula in Taurus. M. N. 51, 440.
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-Photographs of nebulae. M. N. 52, 502, 543, 544, 545.
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-Ueber den grossen Nebel um f Orionis. Astr. Nachr. 127, 39.
-Ueber grosse Nebelmassen im Sternbilde des Schwans. Astr. Nachr. 127,427;
Bull. Astr. 9, 232.
- Die Anzahl der Sterne .... Astr. Nachr. 129, 321; Pac. 4, 155.
-Photogr. Aufnahmen der Nova Aurigae. Astr. Nachr. 131, 157.
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Reunion du comite permanent pour l’execution de la carte photographique du ciel. Paris 1889.
Reunion du comite permanent pour l’execution de la carte photographique du ciel. Paris 1891.
Bulletin du comite permanent pour l’execution photographique de la carte du ciel. 1 (1892); 2 (1895).
Photographische Himmelskarte betreffend.) Astr. Nachr. 116, 383; Obs. 10, 190; 11, 409; 12, 120, 266, 329, 361, 388, 438; 14, 184; 16, 208, 407; 18, 279; Amer. Journ. 111, 57; M. N. 48, 212, 351; 50, 245; 51, 261, 278; 52, 289.
Stellar photography at Paris. Obs. 8, 219; 10, 205.
Stellar photography. Obs. 9, 170, 203.
Photographische Astronomie. Mem. Spettr. 14, 59.
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Stellar photography at Harvard College. Obs. 10, 76.
Note on astronomical photography. M. N. 49, 232.
erq
Namen- und Sachregister,
Seite
Aberration, sphärische . . 32, 35, 44, 222 Abney, W. de W. (photogr. Empfindlichkeit) 89; (Extinction) 232; (Photometrie) 245.
Absehwächung des Lichtes durch Dif-
fractionsgitter.249
Absorbirende Medien bei Coronaaufnahmen .89
Absorptionscoefficienten 38; der empfindlichen Schicht 218.
Abstand von der optischen Axe, Einfluss des — auf die Sterngrösse . 226 Abweichungskreise, chromatische . . 30
Achromasie 29; vollkommene 33; unvollkommene 221.
Aenderung der Biegung.94
Aequatoreal als Messapparat . . . .136
Albedo der Planeten.293
Albuminpapier.18
Alexander, St. (Sonne).276
Algu6, S. J. (photogr. Breitenbestim-
mnng).198
Almucanthar, Chandler’scher .... 194 Andromedanebel, Aufnahme des . .331
Anhaltsterne.124
Aplanatische Systeme.28
Arago, F. (Mond) 258; (Sonne) 267.
Arbeit des Lichts.217, 239
Archenhold, F. S. (Nebel) .... 335 Archer (photogr. Technik) .... 8
Aristopapier.18
Arnauld (Mond).260
Art der Entwickelung.12
August (Heliostat).67
Ausdehnung der Milchstrasse .... 325 Ausmessung der Mondaufnahmen 267; der Sonnenaufnahmen 76.
Aussehen des Silberkorns.212
Auw ers, A. (Yenusdurchgänge) . . 289
Bäcker (Sonne).277
Backlund, 0. (Fixsterne).318
Bakhnyzen, Van de Sande, (Distorsion) 114; (Messapparat) 150; (Reductionsmethode; 155.
Seite
B a 1 m a i n’sche Leuchtfarbe.102
Barnard, E. E. Planeten) 294; (Co- meten)299; (Milchstrasse) 324); (Nebel)
335, 336.
Baxendell, J. (Mond).260
Berkowski (Sonne).257
Bertch (Mond).260
Bessel, F. W. (Plejadenmessungen . 313 Biegung, bei Fernrohren 203; der De- clinationsaxe 95; Aenderung der 94.
Bildverzerrung.114
Black (Fixsterne).303
Bogenwerth, Bestimmung des 188; bei Venusdurchgängen 282.
Bolton (photogr. Technik). 10
Bond, G. P. (Photometrie) 211; (Ursache der Lichtausbreitung) 217; (Mond) 258; (Fixsterne) 303.
Bond, W. C. (Mond) 258; Fixsterne) 302 ~ ~ 267
78
Bouguer, P. (Sonne)
Braun, S. J. (Spectroheliograph). Breitenbestimmungen, phot. 193, 19) auf Reisen 204.
Brennweitenveränderung.
Bromsilber, Modification des . . . Bromsilberplatten, Präparation der
Brothers (Sonne).
Browne (Sonne).
Bruce-Refractor.
Burnham (Nebel).
Busch (Sonne).
Cassette, Repsold’sche._
i] Cassiopejae, phot. Aufnahmen 315 Parallaxe 320.
a Cassiopejae, Parallaxe.
Catalog der phot. Himmelskarte •
Central-Projection.
Centrirfernrohr.
Centrirung. • ■ .
Chacornac, Eklipticalkarten .
Challis (Sonne, .
Chandler, S. C. (Refraction) Charlier, C. V.L. (Photometrie) 215, Charlois (kleine Planeten) . • ■ •
47
45
240
11
287
277
110
338
275
106
319
311
23
47
114
309
268
165
327
298
Namen- und Sachregister.
377
Seite i
Chemische Irradiation.211
Chemische Strahlen.. . 6
Chlorsilberprocess bei Coronaaufnahmen .91
Christie, W. H. M. (Achromasie 35; (Photometrie) 25U.
Chromatische Abweichungskreise . . 30
Collimationsfehler.100
Collodiumemulsionen. 9
Collodiumverfahren, nasses. 8
Cometen, photogr. Aufnahmen 298; Entdeckungen 299.
Cometenähnliche Bilder.26
Common, A. A. (Halten der Sterne)
96; Cometen 299; 'Fixsterne) 307; (Orionnebel) 330.
Construction exacter Karten .... 21
Contactbeobaclitungen, photogr. bei
Venusdurchgängen.281
Contrast 54; möglichst starker 213; Maximum des 13.
Controlle der Plattenempfindlichkeit 234
Copiren der Gitter. ... . 111
Cornu, A. (Achromasie) 32; (Lichtringe) 255; (Venusdurchgänge) 292.
Corona, Flächenhelligkeit der 88; Aufnahmen der 275; Form der 279; Veränderungen der 279.
Coronographen.87
Correctionssystem.35
Crookes (Mond).259
ß Cygni, photogr. Aufnahmen von . 314
Daguerre (phot. Technik) 7; (Mond) 258
Daguerreotypie. 7
Dane er Mond.260
Davis, H. C. (Sonne, 278; Parallaxe) 320 Declinaitionsaxe, Neigung der .... 100
Deformation der Sternscheibchen 120, 226 De la Eue, W. (Mond) 259; (Sonne) 268,276; (Cometen) 298; (Fixsterne)
306.
Den za Nebelflecken).337
Desland res, H. (Spectroheliograph)
82; (Sonne) 274.
Diapositive.18
Differentialbiegung bei Fernrohren . 94
Diffraction2S2; beimGittercopirenll2. Diffractionsgitter, Lichtabschwächung
durch.249
Diffractionsringe. 24, 221
Diffractionsscheibe.24
Diffractionswirkungen bei Momentverschlüssen .70
Dimensionen der Objective.42
Distorsion, normale 24, 114, 115; bei Vergrüssernngssystemen 85, 282; Abhängigkeit von der Expositionszeit 27; Einfluss auf die Helligkeit 226.
Seite
Döllen (Venusdurchgänge).290
D o n n e r, A. (Reductionsmethode) 181;
(Photometrie) 250; (Fixsterne, 318. Doppelsterne, Aufnahme enger ... 44
Drap er, J. W. (Mond).258
Dr ap er,H. (Mond) 262; (Cometen; 299;
(Fixsterne) 307; (Nebelflecken) 330. Driffieldund Eider (Photometrie) 245 Druckverfahren, photomechanisches . 18
Duchocliois (Sonne).276
Duner, N. C. (Photometrie .... 250 Dunst, Einfluss des — auf die Grössenbestimmungen . 53, 229
Durchgangsinstrumente, photogr. Re-
gistrirung bei.189
Durchmesser der Sternscheibchen 211, 220 Durchmessergesetz b. Sternscheibchen 214
Durchmusterung, südliche, photogr. 135, 309
E d e r, J. M. (photogr. Technik) 5; (Empfindlichkeit der Platten).17
Edwards (Mond).259
Einfluss der Luftunruhe 48, 229; des Dunstes 229; der sphärischen Aberration 35; der Spectralclasse auf die Helligkeit 236.
Einschleifen des Triebkreises .... 98
Einstellungstafel der Focussirung . . 45
Eisenentwickler.14
Elektrisch controllirte Regulatoren . 98
Elk in (Sternschnuppen) 302; (Ple- jadenmessungen) 313.
Ellery (Photometrie).250
Ellipticität der Sternscbeibchen . . . 226 Empfindlichkeit der Platten . 13, 17, 240 Empfindlichkeit, ungleichförmige 227;
Unterschied der 228; Controlle der 234; Veränderung der 22S; verschiedene der Bromsilberkörner 241. Entdeckung, photogr. von Planetoiden 295; von Cometen 299.
Entstehung der photogr. Bilder . . .210
Entwickler, Wahl des.14
Entwicklung, Art der 12; Modifica- tion der 244; Verzögerung der 244.
Eosin.16
Ergebnisse der llimmelsphotographie 257 Erwärmung der Heliostatenspiegel 70, 74
Erythrosin.16
Espin, T. E. Fixsterne).308
Euryskope.28
Exactlieit des Haltens 97; bei Fixsternaufnahmen 303.
Expositionszeit bei Sonnenaufnahmen 71; bei Planetenaufnahmen 294; Feststellung der 234; — u. Durchmesser der Sternscheibchen 211; — u. Lichtstärke 248, 251.
Extinction, photographische ... 53, 230
Extinctionstabelle, photographische . 231
378
Namen- und Sachregister.
Seite
Fackeln, photogr. Aufnahme der 87, 274
Farbenempfindliche Platten. . 3), 39, 43
Farbenfehler, Hebung des.25
Fassung der Objective.223
Faye, H. (Sonne).268
Federpendel.98
Fehler der Stundenaxe 99; der Objective, unregelmässige 222; persönliche 122; wahrscheinliche 123.
Fehlerquelle bei Venusdurchgängen . 280
Feinbewegung der Fernrohre .... 102
Feinheit des Silberkorns.11, 12
Feststellung der Expositionszeit . . 234 Flächenhelligkeit der Corona .... 88
Flauwerden der Bilder.15
Figur des Mondes.261
Fixsterne, Aufnahme der.302
Fizeau Sonne) 267; (Venusdurchgänge) 286, 292.
Focalbestimmung durch lauf. Sterne 45
Focussirung. 44, 226
Fothergill (photogr. Technik) . . 10
Foucault, L. (Heliostat; 66; (Sonne)
267, 277.
Fry 'Mond).260
(iambay (Heliostat).66
G a n d i n (photogr. Technik, .... 9
Gauss’sehe Sinusbedingung . . 25, 116
Gautier (Gitter,:.112
Gelatine-Emulsionen.10
Gelatineplatten, kornlose . . .18, 71, 273
Genauigkeit der Orientirung . . . .101
Geschichte der Himmelsphotographie 257
Geschwindigkeit der Momentverschlüsse .71
G i 11, D. (Distorsion) 116; (Reductions- methode) 186; (Cometen) 299; (Fixsterne) 308; (südl. Durchmusterung)
309; (Nebelflecken) 330, 333.
Gitter, Copiren der.111
Gleichmässige Exposition bei Sonnenaufnahmen .72
v.Gothard, E. (Spiegelteleskop) 110; Plejadenaufnahmen) 215; (Nebelflecken) 330, 334, 337.
Gould, B. (Fixsterne) . . 307, 313, 327
Granulation der Sonne 270; Ursprung der 272.
Grösse des Silberkorns 239; der Sternscheibchen ausserhalb der optischen Axe 226.
Grössenscala, photogr.235
Grössenschätzungen, photogr.233
Grubb (Objectiv) 31; (Mond) 260; Spiegelteleskop! 308.
Gruel (Heliostat;.67
G-nnpenbildung der Sterne in der
Mil chs Tasse.324
Gussew, li. (Figur des Mondes' . . 261
Seite
Haie, G. E. (Spectroheliograph 78,
82; (Coronaaufnahmen) 91; (Sonne 273.
Halo um helle Sterne.254
Haltbarkeit der Platten.1*>
Haltefernrohr.96
Halten der Sterne ... 94, 97, 102, 120
Haltesterne. 101 , 127
Hansen, P. (Fernrohrstativ) 60, 287;
(Figur des Mondes) 261.
Harkness, W. (Corona) 88; (Venus- durchgänge) 284, 292.
Hasselberg, B. (Momentverschluss,
72; (Venusdurchgänge; 290.
Hastings, C. S. ,Corona).92
Hebung des Farbenfehlers 25; des Kugelgestaltfehlers 25.
Heliographen. 55, 268
Heliogravüre.18
Heliopictor.72
Heliostaten. 65, 69, 74
Helle K-Linie.87
Helligkeit des Randes der Sternscheibchen 221 ; der Plejadensterne 327; des Himmelshintergrundes 53. Helligkeitsbestimmung schwacher
Sterne.239
Hennessy (Sonne,.278
Henry, P. und Pr. (Sternkarten) 21, 309; (Halten der Sterne) 96; Reff ac- tion) 125; (Reductionsmethode) 175; (Photometrie) 250; Planeten 294; (Fixsterne) 308; (Nebelflecken, 330. Herschel, F. W. (Mond) 262; (Sonne 268; Nebelflecken) 336.
Hirnes (Sonne).277
Himmelskarte, photogr. 308, 311. Höhenbestimmung der Sternschnuppen 300 Höheninstrument, schwimmendes . . 194 Holden, E. S. und Schaeberle
(Photometrie).253
Huggins, W. (Achromasie) 35; (Corona) 90; (Mond) 260; (Sonne. 271.
Iduster (Photometrie).245
Jacoby,H. Reductionsmethode) 159; 'Fixsterne) 314; (Parallaxen) 319, 321,
323.
Janssen, J. (Spectroheliograph, 78; (Chromosphäre) 82; (Corona) 88; (Photometrie) 252 ; (Sonne) 269; (Cometen) 299.
Jenkins (Parallaxen,.320
Jesse, O. (Sternschnuppen) . . . .301 Instrumentalconstanten, photometrische . 2
Instrumente zur Aufnahme der Venus-
durchgänge. 280
Intensität und Durchmesser der Sternscheibchen . 211
Namen- und Sachregister.
379
Intensitätsabfall am Rande der Scheibchen .
Intensitiitscurve bei Sternscheibchen Interpolationsformeln in der photogr.
Photometrie.
Irradiation, photogr.211,
Jupitersmasse, phot. Bestimmung der Jupitersmonde, Aufnahme der . . . Jtipitersoberfläche, Aufnahme der . . Justirung der Stundenaxe.
K a i s e r, J. P. (Figur des Mondes 202;
(Geschichte der Ilimmelsphot.) 257. Kapteyn, J. C. (südliche Durchmusterung) 135, 309; 'Mess- u. Re- ductionsmethode) 13b; (phot. Breitenbestimmung) 198; Photometrie) 249, 327.
Kartendarstellung des Himmels . . . Kays er und Runge Refraction Keeler, J. E. (Achromasie) . . . .
Ketteier, E. (Refraction.
Kettenbildung der Sterne.
Kleine Planeten, Aufnahme der. . .
K-Linie, helle.
Klinkerfues -Meyerstein (Heliostat) .
v. Konkoly, N. Heliographen . . Koppe, C. (photogr. Monddistanzen)
Kornlose Platten.18, 71,
Krümmung der Heliostatenspiegel .
Krüss, H. (Absorption.
Kugelgestaltfehler. Hebung des . . .
Lackiren der Platten.17,
Langley. S. P. (Corona) 88; (Sonne
Latente Bilder.
Laussedat (Venusdurchgänge' . . Le Gray Photogr. Technik) . . . .
Lerebours (Sonne).
Lichtarbeit.217,
Lichtausbreitung. Ursache der . 212, Lichtringe 254; Vermeidung der 256. Lichtstärke, photogr. 28, 42, 44; als Function der Exposition 248; bei Planetoidenaufnahmen 296. Lichtverlust durch Reflexion und Absorption 37; durch Luftnnruhe 230.
Lick-Refractor.
Linieukriimmung beim Spectrohelio-
graphen .
v. Littrow, 0. (Heliostat;.
Locale Verziehungen der Gelatine Lockyer, X. Protuberanzen . . . Loewy, JI. (Reductionsmethode' 166;
'Mond 263, 264, 266.
Lohse, 0. Protuberanzen) 82; Halten der Sterne) 96, 102; Sonne 273.
Lorenz Refraction).
Luftunruhe 44 48; beim Halten 102;
Seite
bei Sternspuren 192; Einfluss der — auf die Sternscheibchen 218; auf Grössenbestimmungen 50, 52. 229; auf Mondaufnahmen 51, 264; auf Vennsdurchgänge 280.
Maddox (photogr. Technik .... 10
Majocchi (Sonne).275
Marcuse (phot. Breitenbestimmung 203
Marke im Haltefernrohr.10!
Marsoberfläche, Aufnahme der . . . 294
Mascart, E. Refraction.125
Masse des Jupiter, photogr. Bestimmung der.294
Mayer, M. A. (Sonne).277
Maximum des Contrastes.13
Meridianinstrumente, photogr. Regi- strirung bei..' . 189
: Messapparate für Aufnahmen 307; Ley- I dener 148; Potsdamer 151; Upsalaer 152; Pariser 153; für rechtwinkelige Coordinaten 147: für Polarcoordi- naten 1S5; Untersuchung von 121.
'Messmethoden.113, 135, 185
Michalke (Solarisation 242; Con- trastwirkung) 243: (Photometrie; 245.
Milchstrasse, Aufnahme der.324
Modification des Bromsilbers 240; der Entwickelung 244.
Momentverschlüsse. 55, 70, 75
i Mond. Aufnahme des.258
i Mondaufnahmen, stereoskopische 261;
; Ausmessung der 267.
Monddistanzen, Mess, der photogr. . 204 Monde des Jupiter, Aufnahme der . 294 Monochromatisches Licht, Aufnahmen
in. 79, 273
Monserrat Sonne.276
Müller, G. (Extinction.231
Nasses Collodiumverfahren. 8
Nebelflecken, Aufnahmen der .... 330
Neigung der Declinationsaxe . . . .100
Newcomb, S. (Venusdurchgänge)
281, 285, 292
Niöpce de Saint-Victor (Phot. Technik) 7, 10; (Sonne) 268.
Objectiv, photogr. achromatisirtes 30; Lichtstärke eines 42; Dimensionen
der 42.
Obrecht Venusdurchgänge) . . . .287 Oppenheim, S. Fixsterne) .... 317
Optische Strahlen. 5
Orientirungen der Bilder beim Heliostaten 68; der Stundenaxe 99, 101. Orionnebel, Aufnahme des . . . 330, 332 Orthochromatische Platten ... 16, 237
Ortsbestimmungen, photogr.189
Oudemans (Venusdurchgänge . . 290
Seite
224
224
217
282
294
294
294
206
324
125
35
125
325
295
87
67
72
205
273
283
38
25
118
272
6
283
8
267
, 239
217
i
10S
81
67
118
81
125
380
Namen- und Sachregister.
Seite
Pantograph.22
Papierverziehungen.22
Parallaxe 135, 237; der Sonne 270, 319; der Nebel 338; beim Halten 102.
Pariser Photogr. Kefractor.110
Paschen (Schichtverziehung) . . . 117 Periodicität der Niederschlagsdichte 242
Persönliche Fehler.122
Phillips, J. Mond). . . 259, 260, 277
Photochronograph. 192, 202
Photographisch achromatisirtes Objec-
tiv.30
Photographische Bilder, Entstehung
der.210
Photographische Irradiation . . 211, 282 Photographische Lichtstärke .... 28
Photographische Refraction . . . .125 Photomechanisches Druckverfahren . 18
Photometer, Züllner’sches.215
Photometrie, photographische . .210, 326 Photometrische Durchmusterung . . 326
Photosphärisches Netz.270
Phototheodolit, Koppe’scher .... 205 Physiologische Grenze in der optischen Photometrie.210
Pickering. E. C. Photometrie) 110, 214, 252, 326; Planeten) 294; Fixsterne) 309; Vertheilung der Stern- spectra) 328; /Nebelflecken) 330. Planetarische Nebel, Aufnahme der
337; Parallaxe der 338.
Planeten, Aufnahme der.293
Planetenstriche.297
Planetoiden. Aufnahme der.295
Plejaden, Aufnahme der.314
Plejadennebel. Aufnahme der .... 337
Plummer (Parallaxe).320
Pointirungsfehler.121
Polarcoordinaten, Rednetionsmethode
in.ISO
Polhöhenbestimmungen, photogr. 193, 197
Porro (Sonne .268
Porträtlinsen.2S
Potsdamer Heliograph 73, phot. Re-
fractor.103
Präparation der Bromsilberplatten . 11
Prazmowski Heliostat).67
Primäres Scheibchen.31
Pritcliard. Ch. (Pantograph) 22; Photometrie 216, 250; Parallaxe 320
Projection. centrale.23
Protuberanzen, Aufnahmen der . . . 273 Pniseux /Mond) .... 263, 264, 266
Radau Heliostat).67
Ra mb aut, A. A. Refraction) 129; Justirung der Stnndenaxe 101,206.
Ranyard (Sonne).278
Ray et Photometrie) 250; Geschichte
der Himmelsphotographie) 257.
S Seite
Read, J. B. (Mond) 259; (Sonne 268. Reducirbarkeit der Bromsilberkürner 241 Reductionsmethoden 113; von Donner 181; von Turner 181; von Scheiner 153; von Bakhuyzen 155; von Ja- coby 159; von Loewy 166; von Henry 175; von Gill 186.
Reflectoren.43,., 93
Reflexbilder 40; Vermeidung der 41:
bei Objectiven 222.
Reflexion in der empfindlichen Schicht
217, 219.
Reflexionscoefficienten. 37
Refraction.124
Refractionsconstante, photogr. ... 126
Refractionsdifferenz (opt.-photogr.) . 125
Refractionsformeln . . 128, 129, 140, 165
Refractoren, photographische .... 93
Regelmässige Distorsion. 24
Registrirmethoden, photogr.189
Regulatoren. 97
Relative Empfindlichkeit der Platten 17
Renz Fixsterne).315
Reproduction. photogr. 18
Reproductionsapparat. 20
Repsold Cassette. 106; (Montirung)
107; Messapparat) 151.
Reversionsprisma.123
Revolverapparat (Venusdurchgänge). 290
Ringförmiger Spalt. 81
Roberts, J. (Pantograph) 2 2 ; (Spiegelteleskop) 108; Planetoiden) 297;
Fixsterne) SOS; Nebelflecken 330.
332, 336. 337.
Rümer-Horrebow-Talcot t'sche
Methode.193
Rosse, Lord Mond) 260; Nebelflecken) 334.
Rother Fleck auf Jupiter.294
Runge (photogr. Monddistanzen . . 204
Rutherfurd, L. M. photogr. Ob- jectiv 31; (Centrirung 48; (Schicht- verzieliung) 117 ; (Mond) 261; (Sonne 269. 276; (Fixsterne) 306, 313; »Parallaxen 319.
Saturn. Aufnahme des.294
Savce photogr. Technik). 10
S ch a eb e r 1 e, J. M. (Photometrie) 216; (Extinction 232.
S c h a e b e r 1 e, J. M. u. B a r n a r d, E. E.
Halten der Sterne).1° 2
Schätzungen der Sterngrössen, phot. 233 Scheele (photogr. Technik) .... 6
Scheibchen, primäres. 31
Scheiner, Ohr. Fernrohr zur Sonnen-
beob.).309
Schleierbildung.133, 53
Schlichter (Phot. (Monddistanzen). 204 Schmidt. J. Farben der Sterne . 237
Namen- und Sachregister.
381
SSchnauder, M. {photogr. Breitenbestimmung) .
SSchönfeld, E. (Durchmusterung) .
S S c h u 1 z Sternhaufen).
8 Schwächste Sterne, Aufnahme der .
8 Schweizer Parallaxen).
ISeabroke, G. M. (Protuberanzen) .
8 Secchi, A. (Sonne.
1 Senkreclitstellung der Platte ....
fr Sensitometer .
8 S’Gravesande Heliostat).
f Sichtbarmachung der schwächsten
Nebel.
f Silberausscheidung, directe.
f Silberkorn. Feinheit des 11, 12, 13; Aussehen des 212; Grösse des 239; Zusammenballen des 240.
8 Silbermann (Heliostat).
8 Silbersubbromid.
f Sinusbedingung, Gauss’sche . . 25,
8 Skirks (Difl’ractiousgitter).
1 Sokoloff (Parallaxen).
f Solarisation . . . 21T, 220, 240, 242, s Sonne, Aufnahme der 267; in monochromatischem Lichte 79.
f Sonnenbild. Distorsion des.
1 Sonnenfackeln. Aufnahme der . . .
: Sonnenfinsterniss, totale . . . .275,
: Spalt, ringförmiger.
f Spectralclasse, Einfluss der — auf phot.
Grösse .
Spectrolieliograph.78,
Sphärische Aberration ... 32, 44,
Spiegelglasplatten.
Spiegelteleskope.
Spiralnebel, Aufnahme der.
Spuren der Sterne 45; Helligkeit der 191. 252 : Messung der 193. Stabilität der Platte 8; der Refrac- toren 93.
Stanoiewitsch Sonne).
Stein Heliopictori.
S t e i n h e i 1. A. Objectiveonstruction' 26; (Acliromasie) 35; (Objective) 103; Exactheit der Objectivflächen) 222. Steinheil, C. A. Heliostat . . . . Stereoskopische Mondbilder . . . .
Sternfarbe.
Sternhaufen, Aufnahme der 316, 317, Sternhelligkeit und Parallaxe .... Sternscheibchen, Deformation der . . Sternschnuppen, Aufnahme der . . .
Sternspuren. 45, 191, 193,
Stokes, G. G. (Acliromasie) . . . . Strahlen, optische 5; chemische 6. Struve, 0. (Figur des Mondes 262; Parallaxe) 319.
Stundenaxe. Orientirung der . . . . Sucher bei photogr. Aufnahmen . . Südliche Durchmusterung . . . 135,
Seite
Technik des Photographirens .... 4
Tennant (Sonne).277
: Theilungsfehler des Triebkreises . . 98
Theorie der Heliographen 55; der Heliostaten 66; der Mondbildung 266. (Thiele, N. (Messungsgenauigkeit) . 123
iThollon, L. (Heliostat).69
Thompson (Sonne).276
Todd (Venusdurchgänge).285
Totale Sonnenfinsternisse, Aufnahme
Totalreflexion bei Lichtringen . . . 255 Transparenz der Silberniederschläge 243 T r e p i e d, Chr. (Focalbestimmung) 46;
Heliostat 68; 'Photometrie) 216,250.
| Triebkreis.98
Triebwerke.97
Trocknen der Platten.12
Tupman (Venusdurchgänge). . . . 289
Turner, II. H. 'Reductionsmethode) 181
Unempfindliche Platten, möglichst . 71
Ungleichförmige Empfindlichkeit der
Platten.227
Unregelmässige Fehler der Objective 222 (Unreinlichkeiten der Platten 11, 297, 31o ( Unterexponirte Sternscheibchen . . . 235 | Unterschiede der Empfindlichkeit 228;
der opt. und photogr. Grössen 236. Ursache der Lichtausbreitung . . .212 Usherwood (Cometen).298
Yenusdurchgänge, Aufnahme der . . 279 Veränderlichkeit des Abstandes der ; Componenten von 61 Cygni . . .321 Veränderung der Plattenempfindlichkeit .22S
Verbreiterung der Sternscheibchen 211,217
Verflüssigung der Gelatine.120
Vergrösserung, photogr. 19; des Abstandes der Objectivlinsen 31; bei Mondaufnahmen 263.
Vergrüsserungsapparat.43
Verkittung der Linsen.41
Vermeidung, der Reflexbilder 41; der Lichtringe 256.
Verschleierung.13, 53
Verstärkung der Negative.13
Verunreinigungen der Platten 11, 297, 310 Verziehungen der Schicht 117, 118, 120 Verzögerung der Entwickelung . . . 245
Verzögerungsfactor.243
Verzögerungszusatz.14
Vogel. H. C. .photogr. Objective) 31;
Sonne 269; (Nebelflecken) 334.
Vogel, H. C. und Lohse, 0. (Verziehungen).118
Vogel. H. W. (Verziehungen) 118; Sonne 277.
Seite
204
327
318
247
320
81
276
114
234
66
53
240
66
240
116
250
320
295
85
274
300
81
236
273
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114
27
334
272
72
67
261
327
318
237
120
300
, 252
34
99
94
309
382
Namen- und Sachregister.
Seite
Vollkommene Acliromasie.3a
Vorbelichtung. 212, 241, 329
Wärmestrahlen . 5
Wahl eines Entwicklers. 14
Wahrscheinliche Fehler ...... 123
Wanschaff Messapparat!.16
Wasseruhr.83
Waterhouse Sonne). 278.
Weine k, L. Verziehungen) 118; Mond 263; 'Venusdurchgänge; 288; (Sternschnuppen 301.
Whipple, J. A. Mond 258; (Sonne)
277; Fixsterne) 302.
Williamson (Mond).
Winlock (Sonne. 269, 277; ,Venusdurchgänge) 283.
Wilsing,J. Reflexbilder 40; (Helio-
Seite
graph 62; Distorsion 115; (Messungsgenauigkeit 121; (Bogenwerth)
188; Parallaxen! 321, 338.
Wirkung der Aetherwellen. 5
Wolf, M. (Acliromasie) 32; Focal- bestimmung; 46; (Photometrie! 215;
219; Planetoiden) 297; (Sternschnuppen) 302; (Nebelflecken) 335.
Young, C. A. (Protuberanzen) 79; (Sonne) 274.
Zeitbestimmungen, photogr.. . .189, 196
260 : Zenithteleskop, photogr.199
Zenke r (Sternschnuppen.300
. Zusammenballen der Bromsilberkörner 240 ! Zusatzlinse.34
Berichtigungen.
Seite 66, Fig. 12. Die Dreiecksecke rechts unten muss bezeichnet werden mit S' statt N.
Seite 263, Zeile 12 v. o., Seite 261, Zeile 2 v. u., Seite 266. Zeile S v. o. lies Puiseux statt Puyseux.
Druck von Breitkopf & Härtel in Leipzig.
SCH El NER, Photographie der Gestirne.
Aeltoste coelestische Aufnahme -von -wissenschaftlichem. Werthe, darstellend ^ Totale Sonnenfinsterniss vom 18.-Juli 1851." X)agucrreotyp, auf genommen von D? !3usch .
"Verlag- von 'Wilhelm 'Engelmann in
Leip zip.
Gra». Meieenbs:h Riffarth & Co, Leipzig-
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