


sphäre berechnet. Die Durchführung der Rechnungen 
„setzt eine so eingehende Kenntnis der Aufbaugesetze, 
von Gasatmosphären voraus, wie sie wohl außer. dem 
Verfasser. zurzeit nur wenigen eigen ist. ; 
Die: Rechnungen ergeben, daß die beobachtete Licht- 
ablenkung bei der. Sonne auch nicht zu einem 'merk- 
lichen Bruchteil durch eine: Refraktion ‘in einer 
Sonnenatmosphäre hervorgerufen‘ sein kann. 
Bezeichnet man mit Ry die Lichtablenkung im 
Abstande 4 vom Sonnenmittelpunkt, o1 die Dichte. der 
Atmosphäre im Abstande rı, go die Dichte der Photo- 
sphäre, so gilt mit genügender Annäherung nach Emden 
Für die Lichtablenkung leitet er die Beziehung ab: 
- RR = 2-10? w+ 0,; 
hier mißt y den Einfluß der Dichte eines Stoffes auf 
seinen Brechungsexponenten u = 1 + v.o. Nach 
der Relativitätstheorie ist, die Liehtablenkung im Ab- 
stande von 1° vom Sonnenmittelpunkt etwa gleich 
1” = 0,000 004 8, v ist. für Wasserstoff gleich 1,546. 
Es müßte. also auf Grund der Beobachtungen Rt = 
4,5106 sein, während andererseits für Rı die Be- 
ziehung gilt: 
Ry 2+ 1072 045 0, = Og: 107110, 
Die mittlere Dichte der Sonne beträgt 1,4 ee 09 
die Dichte der Photosphäre, ist also sicherlich kleiner. 
Der Vergleich beider Beziehungen für Rt zeigt, 
daß die rechten Seiten von ganz verschiedener Größen- 
ordnung sind. Die Dichte in’ der 'Sonnenatmosphäre 
fällt so ungehener rasch mit wachsendem Abstande vom 
Sonnenmittelpunkt ab, daß merkliche Refraktionswir- 
kungen überhaupt nicht zu erwarten sind. Über diesen 
schnellen Dichteabfall sagt der Verfasser: 
„Das Vorhandensein dieser ungeheuren Verdiinnun- 
gen wird verständlich, wenn man beachtet, daß in der 
Erdatmosphäre für die konstante Temperatur t=0° 
und g = const. für. Wasserstoff die bolometrische 
Hohenformel : 
u) 
h— ho = 866,5 km ie = 266,6 km 1g 22 
gilt, wonach die Dichte in 266,5 km Höhe auf 09:10 1 
abgenommen hat. Da g auf der Sonne 27,2 mal größer 
ist, ergibt sich auf ihr dieselbe Beziehung für eine 
Temperatur von 272.273 = 7400 °. In einer Höhe 
von 7000 km, entsprechend. einem Abstande von nur 
7/400 Sonnenradius, würde also bereits eine Verdünnung 
auf 00.10—° zu erwarten sein, die für h=ro auf 
09: 10-76 steigen würde.“ 
‘Auf Grund dieser Untersuchung kann wohl als Se- 
sichert. gelten, daß die in: der Nähe der Sonne auf- 
tretende Lichtablenkung von keiner Refraktion in der 
Sonnenatmosphäre herrühren kann. ° B. Freundlich. 
A. A, Michelson und J. A.- Anderson berichten in 
den -Veréffentlichungen der Mount-Wilson-Sternwarte 
Nr. 184 und 185 über Anwendungen von Interferenz- 
methoden in der Astronomie. Das Bild eines Fixsternes 
im Fokus eines Fernrohrobjektivs ist- bekanntlich eine 
Beugungsfigur: ein shelles rundes Scheibchen ist, bei 
ruhiger Luft und gut konstruiertem Objektiv, von einer 
Anzahl heller Ringe umgeben, deren Intensität rasch 
abnimmt. Bei 10 cm Öffnung ist der Durchmesser‘ 
des Scheibchens 2,72, 0,22 bei 1 m Öffnung usw. Der 
Auflösung engster Doppelsterne auch in den größten 
ie ‚Fernrohren sind damit bestimmte Grenzen gesetzt, die 
‚die Sterne getrennt gesehen zu haben, nicht dagegen 
‘Werte nur in der letzten Stelle abweichen (Meßgenauig- 
‚einer neueren Zeitungsmeldung (die Originalarbeit liegt 
mir noch nicht vor) ist es Michelson neuerdings auc 
pella, Dissertation Bonn 1908. 
‚Sterns 130 Sonnendurchmesser erhalten. 
in der Praxis heute bei 0,1” 







machen. die, Beugungserscheinungen ein Bestimm 
selon 1890 darauf hingewiesen, daß wir mit Hilfe: be 
Interferenzerscheinungen weiter kommen — 
len bis auf zwei rechteckige parallele Spalte abgeblen- 
zogene Figur. Ist D der Abstand der Spalte von Mitte ~ 
Durchmessers von Satelliten, kleinen ' Planeten, ix“ 
sternen unsicher ‘bzw. unmöglich. Michelson hat un 
stimmter 3 € somm ‘ 
‚können. Werden die vom Objektiv kommenden Strah- | 
det, so ‘erhält man statt des oben angeführten Beu- 
gungsscheibehens eine von Interferenzstreifen durch- 
zu Mitte, A die Wellenlänge der benutzten Lichtquelle, “i 
so ist der Abstand zweier heller Streifen in Bogen- 



NG ¥ A 2 is i ear: ee sie ga 
sekunden Dawes Ist das beobachtete Objekt ein 5 ? 

enger Doppelstern, so überlagern sich- die beiden In- 
terferenzbilder. Stellt man die Spalte senkrecht zur 
Verbindungslinie beider Sterne, so können durch Ver- 
ändern von D die hellen Streifen des einen Sterns auf y 
die dunkelen des anderen fallen, wodurch der Winkel- — 
abstand beider Sterne gewonnen wird. Bei einem ~ 
Stern mit merklichem Durchmesser (bes. auch, wenn : 
die Intensität von der Mitte zum Rande abnimmt) er- — ä 
geben sich bei Änderung des Spaltabstandes kompli- 
ziertere Erscheinungen, die der Kürze wegen nur er- 
wähnt seient). ~ Cine N SR ratte A 
Schon 1890 hatte Michelson mit gutem Erfolge auf 
diesem Wege am 30-cm-Refraktor der Lieksternwarte 
die Durchmesser der Jupitermonde ermittelt. Nach 
einigen günstigen Vorversuchen am Yerkesrefraktor _ 
(1 m) wurde Anfang 1920 die Methode auf dem Mount 
Wilson mit dem großen Reflektor (2,5 m Öffnung) er-_ 
probt. Capella war schon seit langem als spektrosko- 
pischer Doppelstern mit 104 Tagen Umlaufzeit ‚bekannt. 
Nach den Bahnelementen und der Pata lanes a 
Ben müßten die Komponenten, 07,05 Abstand haben. 
In Greenwich glaubten auch verschiedene Beobachter. 
















die Herren der Licksternwarte unter günstigeren Ver- — 
hältnissen‘). An 6 verschiedenen Abenden konnte num 
Anderson durch die Interferenzmethode Positionswinkel — 
und Distanz sehr sicher messen. Die große Halbachse der 
Bahnellipse ergab sich zu 0,052 49,-wobei die einzelnen 
keit also, über 1/0000, während der wahrscheinliche “ 
Fehler einer Beobachtung bei diesen großen Instrumenten — 
sonst etwa 0,02 bis 0,04 betragen mag). — Nach 
gelungen, den Winkeldurchmesser von a Orionis zu fi 
bestimmen; der lineare ist, bei einer Entfernung von — 
150. Liehtjahren, das 300-fache des Sonnendurchmes- 
sers?). — Welche Fortschritte in unseren Kenntnissen 4 ; 
diese neue Beobachtungsmethode bringen wird, ist 
natürlich noch. nicht abzusehen, zumal sie nach den _ 
Angaben von Michelson sich’ gut auch auf die schwachen 
Sterne anwenden läßt. FR J. Hopmann. 






‘) Vgl. A. Michelson, Light waves and their uses, 
Chicago 1903, SER NR vn ee 
*), Vgl. Goos, der spektroskopische Doppelstern Ca- et 
-..2) In der neuesten Veröffentlichung des Potsdamer ~ 
Astrophysik. Observatoriums hat J. Wilsing auf Grund _ 
von Helligkeits- und Farbenmessungen sowie des 
Planckschen Strahlungssatzes fiir die Größe desselben - 

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Mir die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold Berliner, Berlin W, 
Verlag yon Julius Springer in Berlin W9. — Druck von H. S- Hermann & Co. in Berlin SW 19, 

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