662 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 52. 



Schwärzung der Platte genügt, sondern nur noch 

 einen matteren Silberniederschlag hervorrufen kann. 

 Ausserdem wirkt in demselben Sinne auch die stets 

 mehr oder weniger vorhandene Unruhe der Luft, 

 durch welche ein beständiges Zittern des Sternes 

 verursacht wird. 



Wenn man auf einer solchen Platte die Durch- 

 messer der Sternscheibchen misst und dieselben mit den 

 durch Beobachtung mit dem Auge erhaltenen Hellig- 

 keiten der Sterne vergleicht, so findet man im all- 

 gemeinen, entsprechend unserer vorherigen Aus- 

 einandersetzung die Durchmesser um so grösser, je 

 heller die Sterne sind. Jedoch besteht keineswegs 

 eine einfache Proportionalität zwischen diesen Zahlen, 

 und es lässt sich nur empirisch eine unserer ge- 

 wöhnlichen Helligkeitsscala entsprechende photogra- 

 phische Grössenscala der Sterne aufstellen. Leider 

 tritt ein Uebelstand hinzu, der überhaupt die Ver- 

 gleichuug der auf photographischem Wege gewonneneu 

 Sternhelligkeiten mit den durch Ocularbeobachtungen 

 erhaltenen fast illusorisch macht. Es ist dies der 

 Einfluss der Sternfarbe. Für unser Auge liegt das 

 Maximum der Helligkeit im Gelben, für die photogra- 

 phische Platte im Blauen. Ein gelber oder röthlicber 

 Stern, in dessen Lichte das Blau sehr schwach ist, 

 erscheint daher dem Auge noch sehr hell, während 

 er auf der photographischen Platte nur wenig Wirkung 

 erzeugt, so dass alle etwas gelblich oder röthlich 

 gefärbten Sterne auf der Platte sehr viel schwächer 

 erscheinen als dem Auge. Es ist durchaus keine 

 Seltenheit, auf diese Weise Unterschiede von über 

 zwei bis drei Grössenklassen zu erhalten. 



Viel schwieriger wird nun noch die Aufgabe, zwei 

 Aufnahmen derselben Sterne mit einander in Bezuff 



o 



auf ihre Helligkeit zu vergleichen , wenn dieselben 

 mit verschiedener Expositionszeit erhalten sind, da 

 eine längere Expositiouszeit genau so wirken muss, 

 wie eine grössere Helligkeit der Sterne; ausserdem 

 tritt hierbei noch eine Frage auf, die für die Aus- 

 messung von Sternphotographien sehr wichtig ist: ob 

 nämlich bei einer vermehrten Expositionszeit die 

 Genauigkeit der Sternpositionen abnimmt, oder ob 

 innerhalb gewisser Grenzen kein Unterschied statt- 

 findet. In Betreff des letzteren Punktes hat sich fol- 

 gendes ergeben. 



Als Grundlage der Untersuchungen diente eine 

 von den Herren Henry in Paris gelieferte Platte, 

 welche drei Aufnahmen derselben Gegend (Mittel- 

 punkt der Platte 20 h 5 m -f- 33,3°) neben ein- 

 ander mit Expositionszeiten von einer, zwei und vier 

 Minuten enthielt. Die Grenze von vier Minuten für 

 die Expositionszeit brauchte nicht überschritten zu 

 werden, da bei dieser Zeit schon die Sterne der 11. 

 Grösse auf der Platte vorhanden sind, und eine exacte 

 Ausmessung der Platten nur bis zu dieser Grösse 

 herab von Seiten des Pariser Congresses ins Auge 

 gefasst worden ist. 



Die Messungen wurden mit einem vorzüglichen 

 Messapparat von Repsold angestellt. Eine Anzahl 

 Pointirungen auf Sterne der 7 1 /., ten bis 8V 2 ten 



Grössenklasse, welche über die ganze Platte vertheilt 

 waren , ergab für die mittleren Fehler einer Einstel- 

 lung bei den drei Expositionszeiten von vier, zwei 

 und einer Minute die resp. Werthe 0,096", 0,114" und 

 0,138". Diese mittleren Fehler haben natürlich nur rela- 

 tiven Werth und zeigen, dass die Genauigkeit mit der 

 Dauer der Exposition zunimmt. Es erklärt sich dies 

 daraus, dass nicht mit einem einfachen Faden einge- 

 stellt wurde, sondern mit einem Doppelfaden, wobei 

 die Gleichheit der Segmente der Sternscheibchen auf 

 beiden Seiten der Fäden geschätzt wurde, und dies 

 war bei den grösseren Scheibchen leichter, als bei 

 den kleineren , deren Durchmesser nahe mit der 

 Distanz der beiden Fäden übereinstimmte. 



Die eigentlichen Messungen wurden an sieben 

 Sternpaaren von sehr verschiedener Distanz ausge- 

 führt. Um den Bogenwerth bestimmen zu können 

 und um überhaupt einen Vergleich mit anderen Beob- 

 achtungen zu besitzen, habe ich die Distanzen von 

 drei Sternpaaren ausMeridianbeobachtungeu bestimmt. 

 Die Positionen der dazu benutzten sechs Sterne wur- 

 den mir gütigst aus den Leydener Zonenbeobach- 

 tungeu mitgetheilt ; die hiernach für die Zeit der 

 Aufnahmen gerechneten, scheinbaren Distanzen be- 

 trugen 1831,9", 310,5" und 41.8". Die grösste 

 Distanz wurde zur Bestimmung des Bogenwerthes 

 von 1 mm benutzt, der sich zu nahe 60" ergab. 



Bezeichnet man mit a, &, c die Expositionen von vier, 

 zwei und eine Minute, so wurden folgende Distanzen 

 (Mittflwerthe aus je vier Messungen) erhalten : 



I. IL 111. IV. V. VI. VII. 



a. 315.4" 41.3" 1831,7" 3:>,3" 51,3" 99,6" 17,5" 



6. 315,3" 41,1" 1832,0" 32,G" 51,4" 90,4" 17,1" 



c. 31 5,6" 41, 1" 1832.0" 32,3" 51,5" 99,4" 17.4" 



315,4 41,2 32,4 51.4 " 99/V 17.1 



Aus den Meridianbepbachtungen folgten für die bei- 

 den ersten Paare die Distanzen 31(i,5" und 41,8". 



Das hier wesentlich in Betracht kommende Re- 

 sultat ist die Uebereinstimmung der Werthe für die 

 verschiedenen Expositionszeiteu unter einander, die 

 gewiss eine befriedigende genannt werden kann. Eine 

 Gesetzmässigkeit in den Abweichungen zeigt sich 

 nicht, und es ergiebt sich, dass innerhalb der hier 

 vorkommenden Grenzen die Expositionszeit ohne 

 Einfluss auf die Genauigkeit der Positionen 

 zu sein scheint. Aber auch die gute Ueberein- 

 stimmung der Messungen mit den Meridianbeobach- 

 tungen scheint ein bemerkenswerthes Resultat, be- 

 sonders da sich die benutzten Sterne an durchaus 

 verschiedenen Stellen der Platte befanden. 



Um nun das Verhalten der Sternscheibchen bei 

 verschiedenen Expositionszeiten zu ermitteln . habe 

 ich die Durchmesser von 16 Sternen der verschieden- 

 sten Helligkeit gemessen und dabei die Sterne in vier 

 Gruppen zusammengefasst. 



Gruppe 1 Durchmesser bei Aufnahme a 3" — 5" 



9 r. q 



n - 1 n n » n u u 



» u n » )) n ° lj 

 4 19 17 



Es ergeben sich dann folgende Durchmesser für 

 die drei Aufnahmen : 



