No. 2. 



Der Naturwissenschaftler. 



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konnten sich die Versuche hauptsächlich nur auf hellere Ob- 

 jekte erstrecken, also auf SonnLi und Mond, und i;t in dieser 

 Beziehung damals schon ganz Vorzügliches gi-leistet worden. 



Erst mit der Anwendung der trockenen BromsilberGela- 

 tineplatten konnte man die Photographie ipit Erfolg auch auf 

 die schwächsten coelestischen Objekte ausdehnen, da diese 

 Platten einer ausserordentlichen Empfindlichkeit bei grosser 

 Bequemlichkeit der Handhabung fähig sind. 



Augenblicklich werden mit wenigen Ausnahmen nur noch 

 die Trockenplatten in der coelestischen Photographie benutzt, 

 bei den Aufnahmen hellerer Gestirne mit Unrecht; denn trotz 

 der vielfachen Vorteile, die ihre Anwendung bietet, stehen sie 

 in einer Beziehung sehr hinter den KoUodiuniplatten zurück. 

 Die letzteren besitzen nämlich ein ganz bedeutend feineres 

 Silberkorn als die Gelatineplatten, so dass sie nachherige 

 Vergrösseruugen um mehr als das Hundertfache vertragen, 

 während bei den jetzigen Trookenplatten eine zehnfache Ver- 

 grösserung schon nicht mehr gut anwendbar ist. Bei der 

 Ausmessung von Photographien himmlischer Objekte ist aber 

 die grössere Feinheit des Silberkorns von grossem Vorteile, 

 und erst durch die Ausmessung erhalten die coelestischen 

 Photographien ihre eigentliche Bedeutung. 



Wir wollen nun vom geschichtlichen Gange der An- 

 wendung der Photographie auf die Gestirne ganz absehen 

 und versuchen , dem Leser einen kurzen Ueberblick über das 

 zu geben, was augenblicklich auf diesem Gebiete geleistet 

 wird, und welcher Aufschwung diesem Zweig der Astrophysik 

 demnächst bevorsteht. Vielleicht haben wir in einem späteren 

 Artikel Gelegenheit, über irgend ein Kapitel einmal etwas 

 Ausführlicheres mitzuteilen. 



Bei der ungeheuren Intensivität des Sonnenlichtes kann 

 mau sehr unempfindliche Platten verwenden und muss ausser- 

 dem noch Sorge für eine nur momentane Belichtung tragen. 

 Zur Erreichung di' ses Zweckes kann man verschiedene Wege 

 einschlagen, am einfachsten dürfte wohl die Anwendung fines 

 vorbeifliegenden Spaltes sein. Expositionszeiten von weniger 

 als '/500 Sekunde genügen vollständig, selbst wenn das direkte 

 Sonnenbild des Objektives durch ein Vergrüsserungssj'stem 

 stark vergrössert « ird. 



Solche Sonnenphotographien zeigen zuweilen ganz über- 

 raschende Schärte und eine Menge Details auf der Sonnen- 

 obeifläche. Man braucht hier nur an die Janssen'schen Sonnen- 

 photographien zu erinnern, sowie an die Aufnahmen, welche 

 auf dem astrophysi kaiischen Observatorium zu Potsdam an- 

 gefertigt werden. Auf letzterem Institute werden zum Zwecke 

 nachheriger Ausmessung der Eleckenpositionen täglich Auf- 

 nahmen der Sonne gemacht vermittels des sogenannten Helio- 

 graphen, eines Instrumentes, dessen kurze Beschreibung viel- 

 leiolit interessieren dürfte. Das Fernrohr von 4 ;// Länge 

 und 16 cm OefFnung ist fest auf einem Pfeiler in der 

 Richtung der Erdachse gelagert, so dass sein Objektiv auf den 

 Spiegel eines darunter befindlichen grossen Heliostaten zeigt. 

 Dieser wirft die Sonnenstrahlen in das Objektiv hinein und 

 wird zu diesem Zwecke durch ein Uhrwerk bewegt. Am 

 oberen Ende des Fernrohrs ist die Camera angebracht; der 

 Momentverschluss besteht in einem durch eine starke Feder 

 vorbeizuschnellenden Spalte von verstellbarer Weite. Die 

 gewöhnliche Grösse der mit diesem Apparate erhaltenen 

 Sonnenbilder ist 10 cm\ sie zeigen zuweilen selbst noch 

 die feinsten Details auf der Sonnenoberfläche. Einige der 

 mit stärkeren Vergrösserungen angefertigten Bilder sind von 

 ganz vorzüglicher Schärfe. Das grösste Hindernis bei der 

 Herstellung guter Sonnenphotographien ist die Unruhe der 

 Luft, sowohl der äusseren, als auch derjenigen im Innern 

 des Fernrohrs. Sie ist die Uisache, dass man wirklich vor- 

 zügliche Bilder nur selten erhält. 



Auch bei totalen Sonnenfinsternissen hat man die Photo 

 graphie mit Vorteil angewandt zur Fixierung der eigentüm- 

 Ichen Formen von Corona und Protuberanzen. Die Versuche 

 dagegen, welche beim vorletzten Venusdurchgange angestellt 

 wurden, um durch Ausmessung von Aufnahmen dieses Phä- 

 nomens möglichst genaue Positionen der Venus auf der Sonnen- 



scheibe zu erhalten, sind nicht als geglückt zu betrachten. 



Photographischen Mondaufnahmen scheint man in den 

 letzten .Jahren wenig Aufmerksamkeit zugewandt zu haben. 

 Die schon vor längerer Zeit angefertigten Mondphotographien 

 von Rutherford können wohl noch immer den ersten Platz 

 beanspruchen. Sie sind sehr schön und zeigen eine Menge 

 Einzelheiten der Mondoberfläche mit grosser Schärfe, können 

 jedoch nicht mit den grossen Mondkarten von Mädler und 

 Schmidt konkurrieren. 



Die Anwendung der Photographie auf die grossen Planeten 

 und auf Kometen stösst schon auf bedeutend grössere Schwie- 

 rigkeiten. Die Helligkeit der grossen Planeten genügt zwar 

 noch, um im Brennpunkte grosser Fernrohre Bilder bei etwa 

 1 Sekunde Expositionszeit zu geben, dieselben sind aber dann 

 so klein, dass kaum etwas auf ihnen zu erkennen ist. Bei 

 Anwendung von Vergrösserungen muss schon länger exponiert 

 werden, dann kommt aber die Schwierigkeit der exakten Be- 

 wegung des Fernrohrs hinzu, worauf wir noch bei Gelegen- 

 heit der Stellai Photographie zurü kkommen werden. Die besten 

 Photographien, die man bis jetzt von Jupiter und Saturn hat, 

 sind von den Gebrüdern Henry in Paris angefertigt, einen 

 wissenschaftlichen Wert besitzen sie aber kaum. Auch mit 

 dem Photographieren von Kometen ist man noch nicht weit 

 gekommen. Hier wirkt besonders störend die so sehr ver- 

 schiedene Helligkeit von Kern und Schweif. Es ist nicht 

 möglich, bei einer Aufnahme den ganzen Kometen scharf zu 

 erhalten, da entweder der Kern überexponiert ist oder die 

 entfernteren Schweifteile überhaupt nicht auf der Platte er- 

 scheinen. 



Sternschnuppen hat man ebenfalls photographisch zu 

 fixieren gesucht, was zur Bestimmung ihrer Bahnen sehr 

 wichtig sein würde ; man scheint aber bis jetzt noch keinen 

 Erfolg dabei gehabt zu haben. 



Wir kommen nun zum wichtigsten Teile der coelestischen 

 Photographie, zur Stellarphotographie, die neuerdings einen 

 bedeutenden Aufschwung genommen hat nnd nach Ausführung 

 der Beschlüsse der astronomisch- photographischen Konferenz 

 in Paris, die in diesem Frühjahre stattgefunden hat, geradezu 

 epochemachend für die Astronomie werden wird. Wir wollen 

 uns deshalb mit diesem Gegenstande etwas ausführlicher be- 

 schäftigen. 



Einen eigentlichen Wert besitzen Aufnahmen des Fix- 

 sternhimmels nur dann, wenn sie noch die schwächeren Sterne 

 aufweisen können und zugleich eine solche Genauigkeit be- 

 sitzen, dass Messungen auf der Platte den direkten Messungen 

 am Himmel nicht nachstehen. 



Trotz der grossen Empfindlichkeit der Bromsilber-Gela- 

 tiueplatten sind beide Bedingungen gleichzeitig nur äusserst 

 schwierig zu erfüllen, da selbst bei sehr grossen Fernrohren 

 Expositionszeiten genommen werden müssen, die mindestens 

 eine halbe Stunde betragen, während welcher Zeit das Bild 

 eines Sterns mit einer allen Anforderungen entsprechenden 

 Genauigkeit auf derselben Stelle der Platte festgehalten werden 

 muss. Die bis jetzt erreichte Genauigkeit, mit welcher grössere 

 Fernrohre dem scheinbaren Laufe der Sterne durch ein Uhr- 

 werk folgen, ist zwar eine sehr bedeutende, reicht aber nur 

 in den seltensten Fällen an das, was hier verlangt wird. 

 Aber wenn man dies auch erreichen könnte, so tritt ein Um- 

 stand hinzu , der durch keine automatische Einrichtung be- 

 seitigt werden kann. Dies ist die Strahlenbrechung des Lichtes 

 in unserer Atmosphäre, oder vieiraehr nicht sie selbst, sondern 

 ihre Aenderung mit der Höhe der Gestirne über dem Hori- 

 zonte. Während der langen Exposition ändert sich die Höhe 

 der zu photographierenden Himmelsgegend, mit ihr die Re- 

 fraktion und also auch dir Ort des Sternes auf der Platte. 

 Man hat deshalb schon frühzeitig das menschliche Auge zu Hülfe 

 genommen, um beständig den Gang des durch ein Uhrwerk ge- 

 triebenen Instruments zu berichtigen und den Einfluss der 

 atmosphärischen Strahlenbrechung zu beseitigen. Dies in der 

 bis jetzt vollkommensten Weise erreicht zu haben, ist das 

 Verdi nst zweier französischer Astronomen, der Gebrllder 

 Henry in Paris. Sie haben das Problem dadurch gelöst, dass 



