






























ttlinger, Rosenberg Tamm, Moll, Ornstein, 
I Freundlich) ; 
Il. Stellarastronomie: 
Oppenheim) ; 
III. Theoretisches: a) Oberflächengestalt der 
E: 2 (Prey); b) Himmelsmechanik (Bohlin, 
roemgren); c) Relativitätstheorie (Wiechert). 
I. Praktische Astronomie: 
a) Astrometrie. 
B. Meyermann aus Göttingen kündigt eine 
ante, gemeinsame Arbeit der drei großen 
sutschen Heliometer in Bamberg, Leipzig und 
Göttingen an. Es sollen Winkelabstände zwischen 
isgewahlten Fixsternen in größerer Anzahl mit 
sonderer Genauigkeit ausgemessen werden, da- 
t sie als Normaldistanzen am Himmel, bei- 
ielsweise zur Bestimmung des Skalenwerts 
astronomischer Aufnahmen benutzt werden kön- 
“nen. Er bittet, ihm Wünsche bezüglich der zu 
| wihlenden Netze mitzuteilen. © 
_ 4A. Kühl aus München spricht über Wesen und 
‚Veränderlichkeit der Konturen optischer Bilder. 
| Bekanntlich empfinden wir jene Bilder, die wir 
| von den Gegenständen unserer Umgebung auf der 
' Netzhaut unseres Auges empfangen, als scharf be- 
| grenzt, obwohl diese Bilder infolge der diop- 
trischen Eigenart des menschlichen Auges und 
r Wellennatur des Lichtes strenge genommen 
ine scharfe Begrenzung haben können. E. Mach 
rt diesen Widerspruch darauf zurück, daß die 
ysiologische Begrenzung eines Netzhautbildes 
cht unmittelbar durch die auf der Netzhaut vor- 
handene Helligkeitsverteilung J( 2,4 iD) bedingt 
“wird, sondern durch das Verhalten einer aus ihr 
i abgeleiteten „Kontrastfunktion“ 
Be. 02:78 I 
5: os = Oar + aaa 0 yt y 
eq Fefolgedessen ändert sich das physiologische Bild 
ines Gegenstandes, wenn ein anderes Bild in 
seine Nähe gebracht wird. Es ergibt sich daraus 
eine Hahlörauells bei mikrometrischen Messungen 
von engen Doppelsternen, beim Beobachten der 
A Jenussichel, der Venus- und Merkurdurchgänge 
u sw., und zwar tritt diese Fehlerquelle nicht nur 
bei ee ihairer visueller Beobachtung am Fern- 
rohr auf, sondern auch beim Ausmessen photo- 
phischer Aufnahmen. Um die Theorie an 
ernen zu prüfen, bringt Kühl vor dem Fern- 
ohrobjektiv ein Balkenkreuz an. Durch Beu- 
gung des Lichtes entsteht (dann bekanntlich im 
~ Brennpunktsbildchen eines jeden Sternes ein 
kleines Beugungskreuz, dessen Mittelpunkt ge- 
mau den geometrischen Bildpunkt des Sterns an- 
zeigt, den man als Bezugspunkt für die Aus- 
 messung des Brennpunktbildchens braucht. Aus 
Kiihls Beobachtungen sowie aus der Bearbeitung 
‚vieler anderweitiger astronomischer Präzisions- 
m essungen ergibt sich eine weitgehende Bestäti- 
e ng seiner „Kontrasttheorie“. In der Aus- 
‚sprache bemerkte hierzu Hddington, daß bei der 
Ausmessung der Finsternisplatten zur Prüfung 
(Hagen, See, v. Zeipel, 
. Astronomenversammlung. 841 
der Relativitätstheorie die besprochene Fehler- 
quelle dadurch ausgemerzt war, daß Finsternis- 
platte und Vergleichsplatte Schicht auf Schicht 
lagen, so daß der physiologische Effekt des Ko- 
ronabildes und des Himmelshintergrundes in der 
differentiellen Messung herausfiel. 
J. Kienle aus München gibt eine Übersicht 
über den Stand der Parallaxenforschung. Er 
zeichnet die Häufigkeitskurve der direkt gemes- 
senen Parallaxen als Funktion ihrer Größe, und 
zwar gesondert für die einzelnen Messungsmetho- 
den und Beobachter. Er ermittelt dann insbeson- 
dere die Abweichungen dieser Häufigkeitskurven 
von einer Gaußischen Fehlerkurve und schließt 
aus diesen Abweichungen auf das Maß von Reali- 
tät, das den direkt gemessenen Parallaxen zu- 
kommt. Zum Schluß betont er die große Bedeu- 
tung der im Mt. Wilson Observatory von A. Kohl- 
schütter und W. S. Adams ausgebauten spektro- 
skopischen Methode für die Erforschung der Par- 
allaxen der entfernteren Sterne. 
b) Astrophysik. 
K. F. Bottlinger aus Berlin-Neubabelsberg be- 
stimmt die Farbe von Fixsternen mittels der licht- 
elektrischen Zelle, indem er das Licht des Sterns 
abwechselnd durch verschiedenfarbige Lichtfilter 
gehen läßt und die auf diese Weise gemessenen 
verschiedenen Helligkeitswerte miteinander ver- 
gleicht. Der Helligkeitsunterschied ist dann ein 
Maß für die Farbe des Sterns. Es bestätigt sich 
dabei im allgemeinen der bekannte Parallelismus 
zwischen Farbenindex und Draperschem Spek- 
traltypus, daß nämlich beim Durchlaufen der 
Draperschen Typen B, A, F, G, K, M der Farben- 
index wächst, d. h. die Farbe rétlicher wird. Die 
Gabelung der roten und gelben Sterne in Gigan- 
ten und Zwerge kommt dabei in der Weise zum 
Ausdruck, daß Riesensterne im allgemeinen röt- 
licher sind als Zwergsterne vom gleichen Spek- ~ 
traltypus. 
H. Rosenberg aus Tübingen spricht über Er- 
müdungserscheinungen an photoelektrischen Al- 
kalimetallzellen, die besonders in der Nähe des 
Entladungspotentials auftreten und unter Um- 
ständen zu erheblichen Fehlerquellen in den sonst 
so überaus genauen photoelektrischen Helligkeits- 
messungen Anlaß geben können. Er führt diese 
Erscheinungen auf eine Beladung der Alkali- 
metallfläche mit einer positiv geladenen Gas- 
schicht großer Dichte zurück. Nach Erkennung 
und Ausschaltung dieser Fehlerquelle wächst die 
Meßgenauigkeit der Methode etwa auf das Hun- 
dertfache der Empfindlichkeit des menschlichen | 
Auges für kleinste 
Konnte Rosenberg auf der Hamburger Versamm- 
lung die Hundertstel-Größenklasse als erreicht 
bezeichnen, so gilt jetzt das gleiche von der Tau- 
sendstel-Größenklasse, und sogar das Zehntau- 
sendstel erscheint Rosenberg kein Problem mehr. 
N. Tamm aus Kvistaberg Bro (Schweden) 
zeigt, wie man die farbigen Säume, die die Bilder 
hellerer Sterne im Refraktor bekanntlich infolge 
Helligkeitsunterschiede. © 

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