Die Photographie in der messenden Astronomie. (p. 95) 127 
punktes zu finden. Man würde nach beiden Coordinatenriehtungen die Sonnen- 
ränder durch Tangirung pointiren und die halbe Differenz dieser Sonnenrand- 
coordinaten als das Gesuchte betrachten. 
Hat die erwähnte Coincidenz nicht statt, \, 
so zeigt Hansen a. a. O. (pag. 73), 
dass der Kreis des Urbildes sich auf der 
Projeetionsebene in ein Oval, das aus 
zwei gleichen und ähnlichen Hälften 
besteht, umsetzt und lehrt (pag. 75, 76), 
bei Kenntniss von f aus drei Abmes- 
+X 
sungen am Umfange desselben die Lage 
von Sonnenmittelpunkt und Grösse des 
Sonnendurchmessers zu finden. Stellt 
nämlich die Figur das proportional ver- 
grösserte Focalbild der Sonne für die Ebene der photographischen Platte dar 
und bezeichnen ©, o und g der Reihe nach den Mittelpunkt der Sonne, den 
optischen Mittelpunkt und Gittermittelpunkt, ist ferner 0O = p, der Winkel 
von pmit +x...« und der Radius des Kreises R, so lautet die Kreisgleichung, 
bezogen auf den optischen Mittelpunkt: 
(x —p cos @)2? + (y—p sn @? —= R2, 
(worin also x und y die Bedeutung des früheren nx + u’ und ny-+ v’ haben) 
und die Glefehung der verzeichneten Projectionsfigur: 
(Sf —p cos @)? + mf—psnm a2 —=R: 
(£ und 7 in der Bedeutung des früheren $+ u und 7-+ v) oder, wenn p sin « 
— 3, P 08a — u gesetzt wird: 
o2f? — 2 &fu—2nfl +p = R: 
Zur Ermittelung von }, „ und R misst man die Coordinaten dreier 
Punkte der Projection, welche naturgemäss nicht zu nahe an einander fallen 
dürfen. Hansen schlägt vor, dafür gleich jene Punkte des Sonnenrandes zu 
wählen, in welchen die Coordinatenaxen auslaufen; der vierte überschüssige 
Punkt kann zur Controle dienen. Ihre Coordinaten wären 
EA | 1: Punkt & = o oe = & 
ae 2 £ nl) =5 = 
. ” 5 zZ O3 57 
n Axe J 3. ” 5 —9 Un 0, — Nu 
. u I Mm O, — Nm 
