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Natiirwissenscliaftliclio Woclicnsclirift. 



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Lallte 



der I'AiKusitio-.szi'it solir gross wenk'ii kami, liis 

 zu 1 H()i;ciiinimite und darüber. Die Uurulic der Luft, 

 durch wclelie der Stern in einer i;cwissen Anii)iitude um 

 seinen eij;entliclicn Ort luMunipendelt, hewiri^t also nur 

 eine i;erin,ue Verf;'r(">ssernni;- des olnicliin nielit vollij;' 

 .seliart' l)ei;ren/,ten Selu'ilielicns, ist also hei eini.^erniassen 

 nieht /u sehlinnnen Liilhcrhähnissen fast i;-an/ (dnic 

 störenden Kiniiuss. Das wieiitifi'ste ist hierliei, (hiss der 

 Mitteiiiuniit des Biideiiens natürlich auf derselben Stelle 

 bleibt, dass also die Position des Sterns ni<dit i;-eändert 

 wird. 



Es dürtte im Ansehluss hieran überhaupt der Ort 

 sein, auf das für die GrössiMibestinnnnni;- der aufi;i'noni- 

 menen Sterne so wiehtijue N'erhalten ('er |ihotoi;ia])liisehen 

 Sternscheibellen etwas näher ein/,Ui;-ehen. 



Die Ursache, weshalb das photoj;rapliisciie Bild eines 

 Sterns stets f;rösser ist, als das reelle Hihi desselben in 

 der Urennebcne, und weshalb bei vermehrter Helligkeit 

 oder längerer Expositionszeit der Durchmesser stark zu- 

 nimmt, dürfte nur zum wenigsten in dem Unistande liegen, 

 dass die das eigentliche Schcil)ciien umgebenden Intcr- 

 ferenzringe allmählich zur Wirkung konnnen, als vielmehr 

 in der Kctlexion des Lichts von den vom Licht getrofi'enen 

 ßromsilbertiieilchen auf die benachltarten, die nieht mehr 

 direet im Bereiche des Lichtscheihehens liegen. Es ist 

 hierbei stillschweigend vorausgesetzt, dass das Bild des 

 Sterns mit einem Objektive, welches für die chemisch 

 wirksamen Strahlen achromatisirt ist, oder mit einem 

 Hohlspiegel aufgenommen ist. 



Es ist dies für die Herstel- 

 lung scharfer und zu Messungen 

 brauchbarer Sternanfnahmen ab- 

 solut nöthig; denn bei einem gc- 

 Avöhnliehcn, an und für sich noch 

 so guten Fernrohrob.jcktive wer- 

 den die blauen und violetten Strahlen, die die llauptwirkung 

 hervorrufen, so wenig in einem kleinsten Scheibehen ver- 

 einigt, dass nnm von einem Stern nur einen ganz verwasche- 

 nen, nach dem ('entrum an Dunkcliicit zunehmenden Flecken 

 auf der Platte erhält. Die beistehende Figur wird dies deut- 

 licher als alle Beschreibung zeigen; rechts ist das photo- 

 grajjhische Bild eines mit gewöhnlichem Objektiv aufge- 

 nommenen Sterns, links dasjenige desselben Sterns, mit 

 einem für die ehemisch wirksamen Strahlen achroma- 

 tisirten Objektive aufgenommen, wie es sich bei einer zum 

 Messen brauchbaren Vergiösscrung darbietet. 



Es ist hieraus wohl unverkennbar zu entnehmen, 

 dass eine Einstellung auf die Mitte eines solchen Scheib- 

 chens, wie dies beim Ausraessen von Sternaufnahmen ge- 

 schehen muss, im zweiten Falle ungleich leichter und 

 exakter auszuführen ist. 



Auch ist mit der grossen Verwaschenheit des Bildes 



eine Abnahme der Lichtstärke 



selbe Lichtnienge auf einer beträchtlich 



\ erbnnden , da. sich die- 

 ^ rösseren Fläche 

 verbreitet. 



Die Photographie stellt den Anblick einer Stelle des 

 gestirnten Himmels demnach in derselben Weise dar, wie 

 dies künstlich bei den meisten Sternkarten ausgetührt 

 ist; die Helligkeit der Sterne oder iiire Grösse ist ge- 

 geben durch die Grösse der Scheibchens. 



Es bereitet keine besondere Schwierigkeit, ans dem 

 Durchmesser der Sternseheibehen die Grösse der be- 

 trefl'enden Sterne abzuleiten, wenn mau sich hierbei mit 

 der Genauigkeit begnügt, wie sie bei Zoncnbcobacdi- 

 tungen zu erreichen ist. Es hat sich nändich ergeben, 

 dass die Durchmesser der Sternsciicii)chen nahe ju'opor- 

 tional mit den Grösscnklassen wachsen, wenigstens ist 

 dieses Gesetz innerhalb gewisser Grenzen als gültig an- 

 zunehmen. Aber die sich so herstellende Gn'issenordnung 



di'r Sterne slinmil im allgemeinen nicht mit derjenigen 

 überein, welche man mit dem Auge ei-hält. Es ist dies 

 ein(^ Folge der ^•crschiedencn Färbung der Sterne, für 

 welche das menschliche Auge anders empliiullich ist, als 

 die photograpliischc Platte. Für crsteres liegt die stärkste 

 Liciitw irkuiig im (Seliien, für die letztere im Blauen oder 

 \'iolcttcn, (iaher erscheint dem Auge ein rotlier Stern 

 sehr viel heller als der Platte. Genauer ausgedrückt 

 hängt der Helligkeitsunterschicd nicht so sehr von der 

 Farbe ab, als von dem Spectraltypus der Sterne, der 

 die Ursache der Färbung ist, und dieser Unterschied 

 kann sehr beträchtlich werden; so erscheint z. B. der 

 rothe Stern (f-Orionis, der dem dritten Spectraltypus an- 

 gehört, dem .\uge etwa eben so hell, als der weisse 

 Stern «-A(piilae, bei einer photogra|ihischen Aufinihme 

 beträgt al)er dei' llelligkcitsnntersehied beider Sterne, in 

 dem Sinne, dass irOrionis der schwächere wird, mehrere 

 Grösscnklassen. 



In nenercr Zeit hat man nun \ crschiedcnc N'crfahren 

 erfunden, durch welche die Emptindlichkcit der photo- 

 graphischen Platten in Bezug auf Farben sieh mehr der 

 jenigen des Auges nähert, indessen werden die „ortho- 

 chromatischen" Platten nur mit Unrecht so genannt, da 

 sie sich dem gewünschten Ziele nur nähern, es aber 

 wenigstens in der coelestischen Photographie noch lange 

 nicht erreichen, indem die Empfindlichkeit der Schicht 

 nicht dieselbe für alle Farben ist. Es wird nichts anderes 

 übrig bleiben, als eben eine neue photographiscdie llellig- 

 keitsscala in der Astronomie einzuführen, die nur in Bezug 

 auf die weissen Sterne mit der jetzt gebräuchlichen über- 

 cinstinnnen würde. 



Vawv getreue Wiedergabe einer Painsi^r Sternaufnahme, 

 eine Stelle des Hinnncls aus dem Sternbilde des Schwans 

 darstellend, ist auf Seite 228 beigefügt; sie kann als 

 eine der besten Sternaufnahmcn gelten, welche bisher 

 überhan])t erhalten worden sind. Es ist auf dieser Auf- 

 nahme kein Stern enthalten , der mit blossem Auge zu 

 sehen wäre, die schwächsten Sterne, welche auf dieser 

 Rciirodnktion zu erkennen sind, nn'igcn etwa der 12. bis 

 13. (Jrössenklasse angehören, das ( »riginal-Negativ ent- 

 hält noch fast die do|ppelte Anzahl von ganz schwachen 

 Sternen bis zur 14. ({rfisse, die wegen ihrer Feinheit auf 

 der Kopie nieht mehr mitgekonnuen sind. Am besten 

 dürfte dem Leser eine Anschauung von dem Sternreich- 

 thum, der auf dieser Photographie vorhanden ist, gegeben 

 werden, wenn wir benu'rken, dass eine derartige Aufnahme 

 über den ganzen llinnncl ausgedehnt, etwa 20 bis 30 

 Millionen Sterne umfassen würde ! Nur die Vorstellung, 

 wirklich dermaleinst eine solche Karte des Hinnncls zu 

 besitzen , muss jeden Astronomen auf das höchste er- 

 freuen; ist doch schon die Astronomie mit Recht stolz 

 auf die Katalogisirnng und ;\la])pirung des für uns lienutz- 

 baren Theilcs des Himmels, vom Nordi»ol bis zum 2oten 

 Grade südlicher Deklination, die in einer langen Reihe 

 von Jahren mit fast nnglaubliehem Fleisse und grossester 

 Ausdauer auf der Bonner Sternwarte hergestellt ist, und 

 unter dein Namen der I>onncr Durchi.iustcrung für alle 

 Zeiten ein Denkmal astronomischen Schartcns bleiben 

 wird. Diese DurchinnsfiMung umfasst auf dem ange- 

 gebenen Tlieile des llimnicls die Anzahl von nahe einer 

 halben Million Sterne bis etwa zur 10. Grössenklasse. 



Die Ausführung einer photographischen Karte über 

 den ganzen Himmel ist nicht ein leeres Hirngesi)inst 

 mehr , sie ist bereits vor zwei .Jahren auf dem Pariser 

 AstroiKunen-Congresse als ein internationales Unternehmen 

 der grossartigsten Art bcschlossi-n worden, und die hier- 

 für bestimmten Instrumentt', nach den oben angedeuteten 

 Prinei))ien eonstruirt, sind bereits in der Ausführung be- 

 griften oder schon vollendet. Auch Deutschland, speciell 



