Die Photographie in der messenden Astronomie. (p. 101) 133 
2 A ee) TE n? n& ns 
is V ı—w? cos nawdw = om) = role ; 58 +1 an 1 2.108 +...) 
die für Werthe von n<1 sehr rasch convergirt. Dieser Function von n und 
damit von d ist also die Vibrationsgeschwindigkeit in M proportional. Kommt 
es nur darauf an, die relativen Verhältnisse in der Brennebene zu studiren, so kann 
dieselbe auch direet als Repräsentantin der Vibrationsgeschwindigkeit und $ (n)? 
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als solche der Lichtintensität in M gelten. Mit Hinweglassung der Grösse T 
welche in die Proportionalitätsconstante 
’ 
aufgenommen gedacht werden kann, be- 
rechnet nun Andr& Geschwindigkeit und 
Intensität für die Werthe n = 0.0 bis 
n= 12.0 im Intervall 0.2. Die charak- 
teristischen Werthe der letzteren 'T'abelle 
sind:- 
n Intensität 
0 1-— |MaxAl: 
3.85 0 
523) 3.29 4; Max. II. 
7.14 0 
ss) 3.03.71, Max. II. 
10.17 0 
11.63 4 ‚Max. IV. 
Sie sind in Fig. a durch Ordi- 
naten, in Fig. b durch Schattirungs- 
abstufung veranschaulicht. 
Um die Gesammterscheinung in der Brennebene zu erhalten, hat 
man sich die Intensitätscurve um eine Axe, die durch die Mitte des Bildes 
geht und senkrecht zur Brennebene steht, gedreht zu denken, wodurch ein 
Beugungskörper entsteht, dessen Volumelemente die Intensitäten im Orte ihrer 
Grundflächen darstellen. Danach erscheint also das Bild eines Sternes in 
der Brennebene nicht auch als Punkt, sondern als Scheibehen von gewisser 
Ausdehnung mit regelmässig auf einander folgenden Ringen, deren Intensität 
von der Mitte nach aussen stufenweise abnimmt, bis dieselben endlich 
wegen zu geringer Lichtstärke dem Auge ganz verschwinden. Wird der Stern 
heller, also schon die Intensität im Centrum eine grössere, so kommen natur- 
