Nr. 29. 



Naturwissenschaftiicbc Wocbenscliiift. 



Liij;c (U-r Exi)(jsiti(i..i<zeit sehr ^ros.s werdi'ii kann, bis 

 zu 1 nogenininute und darber. Die Unruhe der I^uft, 

 durcii weieiie der Stern in einer f;e\vissen Ainplitude um 

 seinen eij^cntlieben Ort berunipiMKU'lt, bewirkt also nur 

 eine geringe Vergrssernng des olnieliin nielit vllig 

 scbarf begrenzten .Scheibebens, ist also bei einigerniassen 

 nicht zu schlimmen LuftverbiUtnissen fast ganz ohne 

 strenden Eintluss. Das wichtigste ist iiierbei, dass der 

 Mittelpunkt des Bildchens natrlich auf derselben Stelle 

 bleibt, dass also die Position des Sterns niclit gendert 

 wird. 



Es drfte im Ansehluss hieran berhaupt der Ort 

 sein, auf das fr die Grssonbestinnnung der aufgenom- 

 menen Sterne so wichtige Verhalten der ])h()tographisclien 

 Sternsebeibchen etwas nher einzugehen. 



Die Ursache, weslialb das i)botogra|tliiseiie 15iid eines 

 Sterns stets grsser ist, als das reelle l>iid desselben in 

 der Hrennebene, und weshalb bei vermehrter Heiligkeit 

 oder lngerer Expositionszeit der Durchmesser stark zu- 

 nimmt, drfte nur zum wenigsten in dem Unistande liegen, 

 dass die das eigentliche Scheibchen umgebenden Inter- 

 ferenzringe allmhlich zur Wirkung kommen, als vielmehr 

 in der KeHexion des Lichts von den vom Liebt getrort'enen 

 Bromsilbertlieilchen auf die benachbarten, die nicht mehr 

 direct im Bereiche des Lichtscheibchens liegen. Es ist 

 hierbei stillschweigend vorausgesetzt, dass das Bild des 

 Sterns ndt einem Objektive , welches fr die chemisch 

 wirksamen Strahlen achromatisirt ist, oder mit einem 

 Hohlspiegel aufgenommen ist. 



Es ist dies fr die Herstel- ..sifefe 



lung scharfer und zu Messungen 



brauchbarer Sternaufnabmen ab ,..-.-,,.. 



sohlt nthig; denn bei einem ge- '^^^-''^- 



wohnlichen, an und fr sich noch 

 so guten Fernrohrobjektive wer- 

 den die Illauen und violetten Strahlen, die die Ilauptwirkung 

 hervorrufen, so wenig in einem kleinsten Sclieibchen ver- 

 einigt, dass man von einem Stern nur einen ganz verwasche- 

 nen, nach dem Centrum an Dunkelheit zunehmenden Flecken 

 auf der Platte erhlt. Die beistehende Figur wird dies deut- 

 licher als alle Beschreibung zeigen; rechts ist (bis photo- 

 graphische Bild eines mit gewhnlichem Objektiv aufge- 

 noininenen Sterns, links dasjenige desselben Sterns, mit 

 einem fr die chemisch wirksamen Strahlen achroma- 

 tisirten Olijektive aufgenommen, wie es sich bei einer zum 

 Messen brauchbaren Vergcsserung darbietet. 



Es ist liieraus wohl unverkennbar zu entnehmen, 

 dass eine Einstellung auf die Mitte eines solchen Scheib- 

 chens, wie dies beim Ausmessen von Sternaufnabmen ge- 



leichter und 



Schellen inuss, im zweiten Falle ungleich 

 exakter auszufhren ist. 



Auch ist mit der grossen Verwaschenlieit des Bildes 

 eine Abnahme der Lichtstrke verbunden , da sich die- 

 selbe Lichtmenge auf einer betrchtlich grcisseren Flche 

 verbreitet. 



Die Photographie stellt den Anblick einer Stelle des 

 gestirnten Himmels demnach in derselben Weise dar, wie 

 dies knstlich bei den meisten Sternkarten ausgefhrt 

 ist; die Helligkeit der Sterne oder ihre Grsse ist ge- 

 geben durch die Grsse der Scheibebens. 



Es bereitet keine besondere Schwierigkeit, aus dem 

 Durchmesser der Sternsebeibchen die Grsse der be- 

 tretfenden Sterne abzuleiten, wenn man sich hierbei mit 

 der Genauigkeit begngt, wie sie bei Zonenbeobach- 

 tungen zu erreichen ist. Es hat sich nmlich ergeben, 

 dass die Durchmesser der Sternscheibehen nahe jiropor- 

 tional mit den Grcisscnklassen wachsen, wenigstens ist 

 dieses Gesetz innerhalb gewisser Grenzen als gltig an- 

 zuuebmeu. Aber die sieh so herstellende Grssiniorduung 



der Sterne stimmt im allgenieineii nicht mit derjenigen 

 berein, welche man mit dem Auge erhlt. Es ist dies 

 eine Folge der verschiedenen Frbung der Sterne, fr 

 welche das mcnschlitdie Auge anders empfindlieli ist, als 

 die photographische Platte. Fr ersteres liegt die strkste 

 Lichtwirkung im Gelben, fr die letztere im Blauen oder 

 Vi(dctten, claher erscheint dem Auge ein rother Stern 

 sehr viel heller als der Platte. Genauer ausgedrckt 

 hngt der Helligkeitsunterschied nicht so sehr von der 

 Farbe ab, als von dem Spectralty]ius der Sterne, der 

 die Ursache der Frbung ist, uml dieser Unterschied 

 kann sehr betrchtlich werden; so erscheint z. B. der 

 rothe Stern Orioiiis, der dem dritten Spectraltypus an- 

 gehrt, dem Auge etwa eben so hell, als der weisse 

 Stern Aipiilae , bei einer photographischen Aufnahme 

 betrgt aller der llelligkeitsuntcrscliicd beider Sterne, in 

 dem Sinne, dass Orionis der schwebere wird, mehrere 

 Grssenklasseii. 



In neuerer Zeit bat man nun verschiedene Verfahren 

 erfunden, durch welche die Empfindlichkeit der plioto- 

 graphiscben Platten in Bezug auf Farben sich mehr der 

 jenigen des Auges nhert, indessen werden die ortho- 

 chromatischen" Platten nur mit Unrecht so genannt, da 

 sie sieh dem gewnsehten Ziele nur nhern, es aber 

 wenigstens in der coelestisehen Pliotographie noch lange 

 nicht erreichen, indem die Empfindlichkeit der Schicht 

 nicht dieselbe fr alle Farben ist. P^s wird nichts anderes 

 brig bleiben, als eben eine neue pbotograiibischc Hellig- 

 keitsscala in der Astronomie einzufhren, die nur in Bezug 

 auf die weissen Sterne mit der jetzt gebruchlichen ber- 

 einstimnieii wurde. 



Eine getreue Wiedergabe einer Pariser Sternaufuahme, 

 eine Stelle des Himmels aus dem Sternbilde des Schwans 

 darstellend, ist auf Seite 228 beigefgt; sie kann als 

 eine der besten Sternaufnabmen gelten , welche bisher 

 berbaujit erhalten worden sind. Es ist auf dieser Auf- 

 nahme kein Stern enthalten , der mit lilossem Auge zu 

 sehen wre, die schwchsten Sterne, welche auf dieser 

 Reproduktion zu erkennen sind, mgen etwa der 12. bis 

 13. Grssenklasse angclH'iren, das Original-Negativ ent- 

 hlt noch fast die doppelte Anzahl von ganz scbwaelieii 

 Sternen bis zur 14. (irsse, die wegen ihrer F.iiibeit auf 

 der Ko])ie nicht mehr mitgekonmien sind. Am besten 

 drfte dem Leser eine Anschauung von dem Sternreich- 

 thum, der auf dieser Photographie vorhanden ist, gegeben 

 werden, wenn wir bemerken, dass eine derartige Anfnabme 

 ber den ganzen Himmel ausgedehnt, etwa 20 bis 30 

 Millionen Sterne umfassen wrde ! Nur die Vorstellung, 

 wirklich dermaleinst eine solche Karte des Himmels zu 

 besitzen , muss jeden Astronomen auf das hchste er- 

 freuen; ist rioch sciioii die Astronomie mit Recht stolz 

 auf die Katalogisirung und Majipirung des fr uns benutz- 

 baren Theiles des Himmels, vom Nordpol bis zum 23ten 

 Grade sdlicher Di'klination, die in einer langen l>eihe 

 von .Tahreii mit fast unglaublichem Fleisse und grossester 

 Ausdauer auf der Bonner Sternwarte hergestellt ist, und 

 unter dem Namen der Bonner Durclnausterung fr alle 

 Zeiten ein Denkmal astronomischen Schaffens bleuten 

 wird. Diese Durchmusterung umfasst auf dem ange- 

 gelienen Theilc des Himmels die Anzahl von nahe einer 

 halben Million Sterne liis etwa zur 10. Grssenklasse. 



Die Ausfhrung einer photographischen Karte ber 

 den ganzen Himmel ist niclit ein leeres Hirngespinst 

 mehr, sie ist bereits vor zwei Jahren auf dem l'ariser 

 Astronomen-Congresse als ein internationales Unternehmen 

 der grossartigsten Art beschlossen worden, und die hier- 

 fr bestimmten Instrumente, nach den oben angedeuteten 

 Prineiiiien construirt, sind bereits in der Ausfhrung lie- 

 grift'en oder schon Noilcndet. Auch Deutschland, speciell 



