Die Photographie in der messenden Astronomie. (p. 105) 137 
und relativ dunkler Ringe umgeben ist. Diese unterscheiden sich aber desto 
weniger von einander, je grösser der Durchmesser der Scheibe wird. Erreicht 
dieser jenen des der Oeffnung charakteristischen Beugungskörpers, so ver- 
schwinden die Minima ganz, und das Focalbild erscheint als eine Lichtscheibe, 
deren Intensität im Centrum am grössten ist und weiter bis zur Grenze des 
Unsichtbaren allmählig abnimmt. 
“ Bei dem Sonnenbilde, dessen Durchmesser im Verhältniss zur Ausdehn- 
ung der Beugungszone sehr gross ist, haben wir daher zwei Helligkeitszonen, 
welche conform dem geometrischen Rande verlaufen, zu unterscheiden. Die eine 
umfasst das ganze innere Gebiet bis nahe an den Rand und besitzt in allen Theilen 
gleiche Intensität. Sie geht desto näher an den Rand, je kleiner die Beugung, 
je grösser also die Oeffnung des Objectives ist. Die andere besitzt allmählig ab- 
nehmendes Licht und überdeckt den geometrischen Rand des Bildes, an welchem 
die Intensität den halben Betrag der constanten inneren erreicht. — Um diese Ver- 
hältnisse durch Rechnung zu ermitteln, hat man wieder in dem fraglichen Punkte, 
dessen Helligkeit gesucht wird, den Beugungskörper zu errichten und das Volumen 
desselben, welches über das geome- 
trische Bild fällt, zu bestimmen. Liegt 
dieser in R (Fig.), im Rande, welcher 
für die Sonne als geradlinig anzu- 
nehmen ist, und erstreckt sich die 
Beugungszone von —n bis +n, so 
ist dessen Intensität gegeben durch: 
+ Ms nz p(n)dn. 
Fällt der betrachtete Punkt 
ausserhalb des Randes, nach R’, so 
kommt, wenn RR’ — RR’ ist, nur 
das Volumen über dem schraffirten 
Theile: von R’ bis —n, zur Geltung u. s. f. -Andr& berechnet auch für diesen 
Fall eine weitläufige Tabelle von 0.2 zu 0.2 Einheiten der Grösse n, aus 
welcher die folgenden Zahlen entnommen sind: 
Nova Acta XLI. Pars I, Nr. 2. e 
