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Natiuwissonseliaftliclu' Wdclionsclirift. 



Nr. 29. 



sich (He Photographie geg-eniilier den Aufnahmen der 

 Oberficiicn der grossen Phuieten. Es konnnt hei diesen 

 der Umstand iiinzu, dass, um l)erl]aupt Details erkennen 

 zu iinnen, ziemlieh krftige Vergr.sserung-ssysteme an- 

 gewendet werden mssen, wobei die vorhin erwhnten 

 8ehwierigkeiten in gleichem Masse sicli mit vergrssern. 

 Die l)esten Aufnahmen von Planeten, diejenigen von 

 Jupiter und Saturn, von den Gebrdern Henry in Paris 

 angefertigt, lassen auch nicht annhernd die Feinheiten 

 und Details erkennen, die man selbst mit mittleri'n Fern- 

 rohren mit Leichtigkeit sehen und sogar messen kann. 



Es scheint auch nicht, als ob Aussicht vorhanden 

 sei, von der Anwendung der Photograiihie auf diese 

 IIinnnelsk<irier besondere Vortheile zu erhalten, die etwa 

 gar mit den klassischen Entdeckungen ScliiMi)arcllis auf 

 der Marsoberflchc konkurrircn kfinnten. 



Es wird sich gewiss niaucher wundern, vorlufig nur 

 wenig Rhmcnswerthes von der Anwendung der Photo- 

 graphie in der Astronomie erfahren zu haben; wir wollten 

 aber das (ieringcre vorweg nehmen, um uns nachher um 

 so ungcst(irter dem Hesseren widmen zu knnen. Der 

 eigentliche Schwerpunkt der Bedeutung der eoelestischen 

 Photographie hegt in zwei Gebieten der Astronomie, in 

 der Darstellung und Ausmessung des Fixsternhimmels 

 und der Ncbelwclten und in der Spectralanalyse der Ge- 

 stirne. Auf beiden Gebieten ist sie l)ereits epochemachend 

 aufgetreten und wird sie noch weiterhin zu grossartigen 

 Entdeckungen fhren. Es wird daher nunmehr unsere 

 Aufgabe sein, etwas ausfhrlicher, als dies bis jetzt ge- 

 schehen ist, einerseits die technischen Schwierigkeiten, 

 welche zur Herstellung photographisclier Aufnahmen in 

 diesem Gebiete zu berwinden Ovaren, hervorzuheben, 

 andererseits aber auch die Gesichtspunkte festzustellen, 

 die durch die Einfhrung der Photographie neu gewonnen 

 worden sind. 



Der physiologische Unterschied zwischen der Em- 

 pfindlichkeit einer photographisehen Platte und derjenigen 

 unseres Auges beruht auf dem Umstnde, dass die Netz- 

 haut ihr Urtheil ber die Helligkeit eines Gegenstandes 

 nach der Intensitt des Lichtes bildet, die photogra- 

 phische Platte dagegen nach der Menge des Lichtes. 

 Durch diese letztere Eigeusehaft tritt als wichtiger Factor 

 die Zeit hinzu; ein Auge sieht bei stundenlanger Betrach- 

 tung ein schwaches Sternchen nicht besser, als binnen 

 wenigen Secunden, bei der photographischen Platte da- 

 gegen wchst die chemische Einwirkung der Strahlen 

 zwar nicht gerade ]>roj)ortional mit der Zeit, wohl aber 

 annhernd, so dass man innerhalb gewisser Grenzen eine 

 Pro))ortionalitt annehmen kann. Whrend also die 

 direkte Empfindlichkeit der Photographie thatschlich 

 geringer ist als diijenige des Auges man erkennt 

 z. B. innerhall) eines Zeitraumes von etwa 2 Sekunden 

 deutlich im Fernrohr weit mehr Sterne, als in diesen 

 2 Sekunden auf der empfindlichsten Platte erscheinen 

 konnnt die Ueberlegenhcit der Pbotograjthic ber das 

 Auge erst in Betracht, wenn die Zeit summirend hinzu- 

 tritt. Damit ist ohne weiteres als Bedingung fr die 

 Herstellung von Sternaufnahmen, die mehr geben sollen, 

 als das Auge zu leisten vcrnuxg, die Dauerexposition 

 getreten, und mit ihr die Forderung, die vom Ol)jective 

 dos Fernrohrs erzeugten Sternbilder mit einer, sonstigen 

 astrcuiomisehen Messungen ents])recliendcn Genauigkeit 

 stnndenlang auf derselben Stelle der Platte festhalten zu 

 knnen; es ist dieselbe Forderung, die in geringcrem 

 Masse schon bei den Aufnahmen von Mond und Planeten 

 gestellt war. 



Bei der ausserordentlichen Vervollkonnnnung, welche 

 die parallaktischc Aufst(dlnng grosser Instrumente und 

 die Herstellung von Triebwerken fr dieselben in den 



letzten Jahrzehnten erhalten hat, sollte man die Erfllung 

 der obigen Px'dingung fr nicht so schwer halten; man 

 muss aber bedenken, dass die Forilerung lautet, die 

 Sterne mit einer, den sonstigen astronomischen Messungen 

 entsprechenden Genauigkeit auf derselben Stelle der 

 Platte zu erhalten. Nehmen wir hierfr z. B. den Werth 

 von 1 15ogensekunde an, so wrde dies bei einem Fern- 

 rohr von etwa B'/., Meter Brennweite in Millimetern 0.017 

 betragen, d. h. whrend der ganzen Expositionszeit darf 

 die Platte vom scheinbaren Laufe des Sternes nicht um 

 den Betrag von 0.017 Millimetern abweichen. Eine 

 solche Forderung erfllt aber nicht die beste Aufstellung 

 und nicht das beste Uhrwerk , ja selljst wenn dies doch 

 der Fall wre, geben doch die Vernderungen der Ke- 

 fraction in unserer Atmosidire in Folge von Temperatnr- 

 nderungcn und wechselnder Hhe der Gestirne ber 

 dem Horizont, neue Fehlerquellen von diesem Betrage. 



Es muss also doch das menschliche Auge helfend 

 hinzutreten und durch irgend eine Vorrichtung bei sehr 

 starker Vergrcisserung einen der abzubildenden Sterne 

 stets genau im Durchschnittspuukte eines Fadenkreuzes 

 halten. Als einfachste Vorrichtung hierzu kann man den 

 Sncher des Hauptinstrumentes benutzen, falls man den- 

 selben mit einer starken Ocularvergrsserung versieht. 

 Diese Methode hat sich aber in vielen Fllen nicht be- 

 whrt, weil die Durchbiegung von Ilauptrohr und Sucher 

 je nach der Lage des Instrumentes eine verschiedene ist 

 und in Folge dessen, wenn der Stern auch im Sucher 

 genau gehalten worden ist, dies nicht fr die Platte statt- 

 findet. Eine andere Vorrichtung, die von diesem Fehler 

 gnzlich frei ist, besteht darin, seitlich der photographi 

 sehen Kassette ein Okular anzubringen, um so neben der 

 l'latte her den Stern sehen zu knnen, aber auch diese 

 Methode hat ihre Mngel, und gnzlich einwurfsfrei drfte 

 wohl nur diejenige sein, welche zuerst von den Gebrdern 

 Henry in Paris in Anwendung gekommen ist, und die 

 darin besteht, dass in einem genieinschaftlichen Rohre 

 sich 2 Objektive von gleicher Brennweite befinden, ein 

 grcisscres fr die photographische Aufnahme und ein 

 etwas kleineres fr das Halten des Sterns bestinnnt. Bei 

 dieser innigen Verbindung zweier F^ernrhre ist natrlich 

 nun die Garantie vorhanden, dass das photographische 

 Institut genau den Bewegungen des andern folgt. 



Die Aufgabe des Beobachters besteht bei allen An- 

 ordnungen brigens gleichmssig darin, verniittels der 

 Feinbewegungen einen als Marke ausgewhlten Stern 

 stets auf dem Fadenkreuze des Bcobachtungsfernrohrs zu 

 erhalten, also alle Ungenauigkeiten im Gange des In- 

 strumentes und die Wirkung der Refraktion auf den 

 Anhaltstern zu korrigiren. 



Es ist klar, dass bei diesen langen Expositionszeiten 

 die Unruhe der Luft eine wenn mglich noch strkere 

 Wirkung ausben wird, als bei den Aufnahmen von Mond 

 und Planeten, und doch ist sie im vorliegenden Falle 

 sehr viel weniger schdlich als bei den ersten Objekten. 



Dieser sciieinbare Widerspruch lst sich sofort auf, 

 wenn man liedcnkt, dass es sich in dem einen F^alle um 

 Darstellung von Zeichnungen innerhalb einer P'lche, in 

 dem anderen Falle aber nur um Abbildung eines Punktes 

 ohne weiteres Detail handelt. Der Stern selbst kann 

 wegen seiner ausserordentlichen Entfernung als mathema- 

 tischer Punkt gelten, sein Bild im Fernrcdn- ist dies nicht 

 und zwar in Folge von Ungenauigkeiten in der Gestalt 

 und Aehromasie des Objektives und der Lichtbeugung an 

 den Rndern desselben. Das Bild eines Sterns ist also 

 stets ein Schciix'hen, umgeben mit Interferenzringen, und 

 bei i)hotographisclicn Aufnahmen hat ein solches Seheib- 

 chen immer einen messbaren, betrchtlichen Durchmesser, 

 der je 'nach der Helligkeit des Sterns oder nach der 



