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Ueberlegung. Zur Herleitung der Position der Venus auf einer Photographie 
werden für die einfachste Messungsart (in der Richtung der Distanz selbst) 
vier Ränder, deren jeder mit localer Verzerrung behaftet sein kann, verwendet. 
Die Form des Ausdruckes für die Distanz der Mittelpunkte ist dann, wenn 
a, b die Uebertragung der Sonnenränder, e, d die der Venusränder auf den 
Maassstab bezeichnen: 
a+b_c+d 
= dh 
somit ihr mittlerer Verziehungsfehler, wenn jener eines Randes z heisst: 
+ YaeyD® +G@e m =te 
In derselben Weise kann die Distanz Venus-Sonne auf der Vergleichsplatte 
der anderen Station fehlerhaft gedacht werden, sodass die abgeleitete parallac- 
tische Venusverschiebung den Verziehungsfehler + & y2 trägt. Soll num 
dieser die Sonnenparallaxe um nicht mehr als 0.“01 fälschen, so folgt aus 
€ 
= ® = 0,“01...e= + 0.“085. Diese Grösse repräsentirt bei einem Sonnen- 
durchmesser von 100 Millimeter die lineare locale Verziehung + 0,0018 Mill., bei 
50 Millimeter 0,0009 Mill., sodass die Anforderung an die Stabilität der Schicht 
sich steigert, je kleiner das Sonnenbild aufgenommen wird. 
Erfahrungen über eine Fälschung des Bildes durch Veränderungen in 
der photographischen Schicht musste zunächst Rutherfurd bei der Aus- 
messung seiner zahlreichen Sternphotographieen gewinnen. Nahe 30 Platten 
der Plejadengruppe, die zu den verschiedensten Zeiten aufgenommen worden 
und je nach den Verhältnissen der Expositionsdauer, der Empfindlichkeit der 
Chemikalien, und des Luftzustandes 30 bis 75 Sternbilder enthielten, andere 
der Sterngruppe im Perseus mit durchschnittlich 34 Sternen auf einer Platte, 
der Gruppen um @ Orionis, 41 Bootis und « Cassiopeae wurden für Distanz- 
und Positionswinkelmessung benützt; auch wurden Vergleichungen zwischen 
durchlaufenem Weg von Sternen auf ruhender photographischer Platte und der 
verflossenen Zwischenzeit, ebenso zwischen den Messungen ausgewählter Stern- 
paare und deren Passagen an den Gitterlinien in der Bildebene der photo- 
graphischen Platte angestellt. Endlich war auch für die Verzeichnung des 
optischen Apparates ‘durch Messung derselben Sterngruppe in der Mitte und 
