


















® natürlich genau dieselbe Erscheinung 
wie für die erste Welle, mit dem einzigen Unter- 
schiede, daß die Lagen aller Maxima und Minima 
jetzt etwas verschoben sind. Das erste Maximum 
indet z.B. nicht bei y=, sondern bei y= u’ 
att. Wenn wir nun einen Stern betrachten, 
dessen scheinbarer Winkeldurchmesser den Wert 
so kann der Einfallswinkel alle Werte 

chen den Grenzen — ne und + - cat 
und die von den verschiedenen 
Wellen herrührenden Systeme von 
Interferenzfransen überlagern sich, wodurch 
die Kontraste zwischen Maximis und Minimis 
etwas verwischt werden. Um die tatsächlich be- 
obachtbare Lichtverteilung im Interferenzbilde zu 
erhalten, muß für jeden gegebenen Winkel y die 
Summation über alle Intensitäten vorgenommen 
werden, die durch sämtliche ebene Wellen, deren 
& 
ußersten Werten — = und + 5 liegen, erzeugt 
A Dabei ist noch der Umstand zu berück- 
sichtigen, daß das Objekt auch in der zur Verbin- 
während wir ihn bei er obigen Überlegung aie 
near vorausgesetzt haben, indem wir unsere Be- 
-schrankten, deren Normalen in der Ebene der 
- Zeichnung lagen: Indessen bringt diese Erweite- 
rung keine neuen prinzipiellen Schwierigkeiten 
herein, da die Berücksichtigung. dieser zur 
- Zeichenebene schwach geneigten Strahlen nur die 
Amplituden, und nicht die Gangunterschiede der 
in der Brennebene in einem Punkte interferieren- 
den Strahlen beeinflußt. Diese von Michelson in 
der ‘oben zitierten und einer Reihe späterer Ar- 
: ie er verhältnismäßig einfachen 



d. Pahlen: Die r en Methoden der Bestimmung von Sterndurchmessern. 601 
Rechnungen, die wir hier übergehen können, ge- 
statten nun, die Intensitäten im Interferenzbilde 
für verschiedene Objekte, wie z. B. kreisförmige 
Scheiben, Doppelsterne usw. als Funktionen der 
Wellenlänge X und des linearen Abstandes D der 
Öffnungen zu berechnen, und es wäre daher prin- 
zipiell auch möglich, aus der beobachteten Inten- 
sitätsverteilung und dem gemessenen Abstande D 
auf die Gestalt und Winkelgröße eines Objektes 
zurückzuschließen. Indessen würden solche 
Schlüsse bei der sehr geringen Ausdehnung der 
Interferenzstreifen und der damit verbundenen 
Schwierigkeit und Unsicherheit der Intensitäts- 
messungen nur einen sehr geringen Grad von Ge- 
nauigkeit besitzen. 
nun Michelson in sehr geschickter Weise, indem 
er durch passende Wahl des Abstandes D zwischen 
den Öffnungen SS’ die Interferenzstreifen zum 
Verschwinden bringt. Daß es wirklich . solche 

Fig. 2. Verteilung der Interferenzmaxima der von den 
"verschiedenen Punkten der Sternoberfläche ausgehenden 
Lichtwellen, bei verschiedenen Abständen D zwischen 
den Schirmöffnungen. 
Werte D geben muß, bei denen die Interferenz- 
streifen unsichtbar werden, erhellt aus folgender 
Überlegung. Nehmen wir zunächst an, daß der 
Durchmesser @ des beobachteten Sterns betracht- 
lich kleiner ist, als die in der Formel (2) auf- 
1 ae 2 ; 
tretende Größe DP? die den Abstand zweier aufein- 
anderfolgender Maxima oder Minima ausdrückt. 
Dann liegen, wie aus Fig.2, a, zu ersehen ist, 
die Maxima der durch die parallel zur optischen 
Achse einfallende ebene Welle erzeugten Inter- a 
r 
r 
1 hej er 9 : 
ferenzstreifen bei v=(, = D? +2, D usw. und 
die Maxima der anderen Wellen lagern sich u 
beiden Seiten dieser Maxima, indem sie einen 
Streifen von der Breite « einnehmen. Das Re- 
sultat ist ein, wenn auch etwas verwischtes, so 
doch deutlich wahrnehmbares Streifensystem. 
Vergrößert man nun den Abstand D zwischen den 
beiden Offnungen, so werden die Abstinde 

Diese Schwierigkeit umgeht 

