226 



Naturwissenschaftliclic Wochenschrift. 



Nr. 29. 



sich (lif riKitograpiiic iiegenttlier den Aiifnalunen der 

 Oberflilchcn der gro.ssen Planeten. Es kommt bei diesen 

 der Umstand hinzu, (hiss, um ülieriianpt Details erkennen 

 zu können, ziendieli kräftii^e Verj;rössernni;'ssystenie an- 

 gewendet werden müssen, wobei die vorliiu erwähnten 

 Scliwierigkeiten in gleichem Masse sich mit vergrösseru. 

 Die besten Aufnahmen von Planeten, diejenigen von 

 Jupiter und Saturn, von den Gebrüdern Henry in Paris 

 angefertigt, lassen auch nicht annähernd die Feinheiten 

 und Details erkennen, die man selbst mit mittleren Fern- 

 röln'en mit Leieiitigkeit sehen und sogar messen kann. 



Es sclieint auch niclit, als ob Aussieht vorhanden 

 sei, von der Anwendung der Photograi)hie auf diese 

 Hinnnelsk()rper besondere Vorthcile zu erhalten, die etwa 

 gar mit den klassischen Entdeckungen Schiaparellis auf 

 der Marsdbcrtiäehe k(ndvnrrircn könnten. 



Es wird sicli gewiss manciier wundern, vorläufig nur 

 wenig Rühmenswerthes von der Anwendung der Plioto- 

 g-raplüe in der Astronomie erfahren 7ai haben; wir wollten 

 aber das (ieringere vorweg nehmen, um uns nachher um 

 so ungestörter dem Besseren widmen zu können. Der 

 eigentliche Schwerpunkt der Bedeutung der coelestisclien 

 Photogra|)hie liegt in zwei Gebieten der Astronomie, in 

 der Darstellung und Ausmessung des Fixsternhimmels 

 und der Nebelwelten und in der Si)ectralanalyse der Ge- 

 stirne. Auf beiden Gebieten ist sie bereits epochemachend 

 aufgetreten und wird sie noch weiterhin zu grossartigen 

 Entdeckungen führen. Es wird daher nunmehr unsere 

 Aufgabe sein, etwas ausführlicher, als dies bis jetzt ge- 

 schehen ist, einerseits die technischen Schwierigkeiten, 

 welche zur Herstellung i)hotograpliischer yVufnahmen in 

 diesem Gebiete zu überwinden waren, hervorzuheben, 

 andererseits aber auch die Gesichtspunkte festzustellen, 

 die durch die Einführung der Photographie neu gewonnen 

 worden sind. 



Der physiologische Unterschied zwischen der Em- 

 pfindlichkeit einer photograpliischen Platte und derjenigen 

 unseres Auges beruht auf dem Umstände, dass die Netz- 

 haut ihr Urtheil über die Helligkeit eines Gegenstandes 

 nach der Intensität des Lichtes bildet, die photogra- 

 phische Platte dagegen nach der Menge des Lichtes. 

 Durch diese letztere Eigenschaft tritt als wichtiger Factor 

 die Zeit hinzu; ein Auge sieht bei stundenlanger Betrach- 

 tung ein schwaches Sternchen nicht besser, als binnen 

 wenigen Sccunden, bei der photogra])hischen Platte da- 

 gegen wächst die chemische Einwirkung der Strahlen 

 zwar nicht gerade proportional mit der Zeit, wohl aber 

 annähernd, so dass man innerhalb gewisser Grenzen eine 

 Proportionalität annehmen kann. Während also die 

 direkte Empfindlichkeit der Photographie thatsächlieh 

 geringer ist als diejenige des Auges — man erkennt 

 z. B. innerhalb eines Zeitraumes von etwa 2 Sekunden 

 deutlich im Fernrohr weit mehr Sterne, als in diesen 

 2 Sekunden auf der empfindlichsten Platte erscheinen — 

 kommt die Ueberlegenheit der Photograjjliie über das 

 Auge erst in Betracht, weini die Zeit summirend hinzu- 

 tritt. Damit ist ohne weiteres als Bedingung für die 

 Herstellung von Sternaufnahmen, die mehr geben sollen, 

 als das Auge zu leisten vermag, die Dauerexposition 

 getreten, und mit ihr die Forderung, die vom Objective 

 des P^ernroln-s erzeugten Sternbilder mit einer, sonstigen 

 astronomischen Messungen entsprechenden Genauigkeit 

 stundenlang auf derselben Stelle der Platte festhalten zu 

 können; es ist dieselbe Forderung, die in geringerem 

 Masse schon bei den Aufnahmen von Mond und Planeten 

 gestellt war. 



Bei der ausserordentlichen Vervollkommnung, welche 

 die parallaktischc Aufstellung grosser Instrumente und 

 die Herstellung von Triebwerken für dieselben in den 



letzten Jahrzehnten erhalten hat, sollte man die Ertullung 

 der obigen Hcdingung für nicht so schwer iialten; man 

 muss aber bedenken, dass die Forderung lautet, die 

 Sterne mit einer, den sonstigen astronomischen Messungen 

 entsprechenden Genauigkeit auf derselben Stelle der 

 Platte zu erhalten. Nehmen wir hierfür z. B. den Werth 

 von 1 Bogensekunde an, so würde dies bei einem Fern- 

 rohr von etwa 3'/.j Meter Brennweite in Millimetern 0.017 

 betragen, d. h. während der ganzen Ex|»ositionszeit darf 

 die l'latte vom scheinbaren Laufe des Sternes nicht um 

 den Betrag von 0.017 Millimetern abweichen. Eine 

 solche Forderung erfüllt aber nicht die beste Aufstellung 

 und nicht das beste Uhrwerk , ja selbst wenn dies doch 

 der Fall wäre, geben doch die Veränderungen der Re- 

 fraction in unserer Atmospliäre in Folge von Temperatur- 

 änderungen und wechselnder Höhe der Gestirne über 

 dem Horizont, neue Felderquellen von diesem Betrage. 

 Es nniss also doch das menschliche Auge helfend 

 hinzutreten und durch irgend eine Vorrichtung bei sehr 

 starker Vergrösserung einen der abzubildenden Sterne 

 stets genau im Durchschuittspunkte eines Fadenkreuzes 

 iialten. Als einfachste Vt)rrichtung hierzu kann man den 

 Sucher des Hauptinstrnmentes benutzen, falls man den- 

 selben mit einer starken Oeularvergrösserung versieht. 

 Diese Methode hat sich aber in vielen Fällen nicht be- 

 währt, weil die Durchbiegung von Hanptrohr und Sucher 

 je nach der Lage des Instrumentes eine verschiedene ist 

 und in Folge dessen, wenn der Stern auch im Sucher 

 genau gehalten worden ist, dies nicht für die Platte statt- 

 findet. Eine andere Vorrichtung, die von diesem Fehler 

 gänzlich frei ist, besteht darin, seitlich der photographi 

 sehen Kassette ein Okular anzubringen, um so neben der 

 Platte her den Stern sehen zu können, aber auch diese 

 Methode hat ihre Mängel, und gänzlich einwurfsfrei dürfte 

 wohl nur diejenige sein, welche zuerst von den Gebrüdern 

 Henry in Paris in Anwendung gekommen ist, und die 

 darin besteht, dass in einem gemeinschaftlichen Rohre 

 sich 2 Objektive von gleicher Brennweite befinden, ein 

 grösseres für die photographische Aufnahme und ein 

 etwas kleineres für das Halten des Sterns bestimmt. Bei 

 dieser innigen Verbindung zweier Fernröhre ist natürlich 

 nun die Garantie vorhanden, dass das photographische 

 Institut genau den Bewegungen des andern folgt. 



Die Aufgabe des Beobachters besteht bei allen An- 

 ordnungen übrigens gleichmässig darin, vermittels der 

 Feinbewegungen einen als Marke ausgewählten Stern 

 stets auf dem Fadenkreuze des Beoliachtungsfernrohrs zu 

 erhalten , also alle Ungenauigkciten im Gange des In- 

 strumentes und die Wirkung der Refraktion auf den 

 Anhaltsteru zu korrigiren. 



Es ist klar, dass bei diesen langen Expositionszeiten 

 die Unruhe der Luft eine wenn möglich noch stärkere 

 Wirkung ausüben wird, als bei den Aufnahmen von Mond 

 und Planeten, und doch ist sie im vorliegenden Falle 

 sehr viel weniger schädlich als bei den ersten Objekten. 

 Dieser scheinbare Widerspruch löst sich sofort auf, 

 wenn man bedenkt, dass es sich in dem einen Falle um 

 Darstellung von Zeichnungen innerhalb einer Fläche, in 

 dem anderen Falle aber nur um Abbildung eines Punktes 

 ohne weiteres Detail handelt. Der Stern selbst kann 

 wegen seiner ausserordentlichen Entfernung als mathema- 

 tischer Punkt gelten, sein Bild im Fernrohr ist dies nicht 

 und zwar in Folge von Ungenauigkciten in der Gestalt 

 und Achromasie des Objektives und der Lichtbeugung an 

 den Rändern desselben. Das Bild eines Sterns ist also 

 stets ein Scheibchen, umgeben mit Interferenzringen, und 

 bei j)hotographischcn Aufnahmen hat ein solches Scheib- 

 chen immer einen messbaren, beträchtlichen Durchmesser, 

 der je nach der Helligkeit des Sterns oder nach der 



