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zwischen den aufeinanderfolgenden Maximis ent- 
sprechend kleiner, und da a dabei natürlich un- 
verändert bleibt, rücken die Ränder der von den 
Maximis sämtlicher Wellen überdeckten Streifen 
immer näher aneinander (Fig. 2, b), bis schließ- 
lich, in dem Augenblick, wo 
— u 
5 aA) 
wird, an jeder Stelle des Bildes ein Maximum 
(und auch jede andere Phase) des Interferenzen- 
systems irgendeiner Welle zu liegen kommt, so 
daß die Lichtintensität überall gleichmäßig ver- 
teilt ist und keine Streifen mehr gesehen werden 
können (Fig. 2, c). Wird der Abstand D noch 
‘weiter vergrößert, so wird die Verteilung der von 
den einzelnen Wellen herrührenden Maxima wie- 
der ungleichmäßig, und es entstehen wiederum 
Interferenzstreifen, jedoch verschwinden sie 
immer, wenn u ein ganzes Vielfaches von D 
wird, da in allen solchen Fällen, wie leicht einzu- ~ 
sehen ist, die Maxima wieder gleichmäßig verteilt 
sind. Nun bezog sich diese Überlegung auf den 
Fall einer „linearen“ Lichtquelle, bei der die von 
den einzelnen ebenen Wellen erzeugten Streifen, 
ganz unabhängig von ihrem Einfallswinkel a, ge- 
nau dieselbe Intensität haben. Bei einer kreis- 
förmigen Scheibe z. B. würde das nicht mehr der 
Fall sein, sondern die von den mittleren Partien 
erzeugten Interferenzstreifen würden eine größere 
Intensität haben, als die von den Rändern her- 
rührenden, da ihre Helligkeit proportional der 
dem Einfallswinkel « entsprechenden, zur Ver- 
bindungslinie der Öffnungen SS’ senkrecht 
stehenden Kreissehne angenommen werden kann. 
In der Fig. 2 wiirde sich dieser Umstand dadurch 
äußern, daß die Intensitäten der Maxima in jedem 
von ihnen überdeckten Bereiche von der Mitte 
des Bereiches nach seinen Rändern zu abnehmen 
würde. Es ist daher klar, daß bei der in Fig. 2¢ 
dargestellten Lage, in der sich diese Ränder ge- 
rade berühren; noch keine vollständig gleich- 
mäßige Lichtverteilung eintreten könnte; um eine 
solche zu erzielen, müßte vielmehr eine kleine 
Überlagerung der Ränder stattfinden, d. h. der 
Abstand D müßte noch etwas größer gewählt 
werden. Wie eine genaue Rechnung zeigt, findet 
das Verschwinden der Interferenzfransen bei 
gleichmäßig leuchtenden kreisförmigen Scheiben 
für solche Werte von D statt, bei denen 
04,29 shy 2,24 * 3,26 vs usw. ist, bei Doppel- 
sternen, deren Komponenten gleiche Helligkeit 
haben, und deren Winkelabstand ß ihre Durch- 
messer etwa um das Fünf- oder Sechsfache über- 
3 > A A 
steigt, bei B =1/, p ur 7 a = usw. 
Das Messungsverfahren nach der Michelson- 
schen Methode besteht demnach in folgendem: 
mittelst eines vor dem Objektive eines Fernrohrs 
angebrachten, mit zwei Offnungen, deren Abstand 
y. d. Pahlen: Die modernen Methoden der Bestimmung von 
SUR 5) 
‘Sterndurchmessern. [ Die Nat 
NE er _Lwissenschaf: 





































D verändert werden kann, versehenen Schirmes | 
wird ein Interferenzbild des zu beobachtenden 
Sternes erzeugt und darauf, durch allmahliche 
Änderung des Abstandes D, die Interferenz- 
fransen zum Verschwinden gebracht. Aus dem E 
direkt gemessenen Abstande D und der effektiven 
Wellenlänge 4 des Sternlichtes läßt sich dann der 
Durchmesser des Sternes oder der Winkelabstand ~ 
der Komponenten des Doppelsterns nach den oben se 
angeführten einfachen Formeln berechnen. Der — 
prinzipielle Unterschied beider Fälle, der auch ihre 
praktische Unterscheidung ermöglicht, besteht — 
darin, daß bei einem einfachen Sterne die Inter- 
ferenzfransen bei jeder beliebigen Orientierung 
der Verbindungslinie der Öffnungen 88” zum 
Verschwinden gebracht werden können, während “4 
dies bei einem Doppelsterne nur dann möglich ist, 
wenn ihr Positionswinkel mit demjenigen der 
Komponenten des Doppelsterns übereinstimmt. 
Um uns eine Vorstellung-von den linearen Di- 
mensionen eines zum Zwecke solcher Beobachtun- : 
gen geeigneten Apparates zu bilden, wollen wir 
die Größe des Abstandes D berechnen, der nötig 
wäre, um den Winkeldurchmesser der Sonne zu — 
messen, falls sich diese in der Entfernung von 
1 parsec (der Entfernung, in welcher ein Stern 
eine jährliche Parallaxe von einer Bogensekunde 
haben würde) befände. Da der scheinbare Durch- — 
messer der Sonne ungefähr gleich 30° ist, so würde = 
sie in einer 2.105 mal größeren Entfernung nur — 
noch einen Winkeldurchmesser von 0”,01, oder in 
absolutem Winkelmaße 5.108 haben. Nimmt A 
man für die effektive Wellenlänge des Sonnen- 
lichtes den etwa der gelben Farbe entsprechen- 
den Wert A—=550m oder 5,5.10-5 em an, so 
ergibt sich nach der Formel: ve 
D=1.23 = 
a Berns 
daB die Interferenzstreifen erst bei einem Ab-. 
stande D von ungefähr 13 m zum ersten Male 
verschwinden würden. (Dabei ist die Sonne als — 
gleichmäßig leuchtende Scheibe vorausgesetzt; 
wollte man noch die bekannte Abnahme der Ober- a 
flächenhelligkeit an den Rändern berücksichtigen, „ 
so würde man auf noch größere Werte für De 
kommen.) Nun ist die Sonne zwar eher als ein 
kleiner Stern zu betrachten, da aber die Entfer- 
nungen der meisten Sterne unvergleichlich viel 
größer sind als die hier angenommene, kann de 
Wert von 0,01 wenigstens der Größenordnun 
nach als eine obere Grenze für die Winkeldure 
messer der Sterne betrachtet werden, und es is 
daher klar, daß die gegenwärtig existierenden 
Fernrohrobjektive zu ihrer Messung nicht ver 
wendet werden können. Es müssen vielmehr zu 
diesem Zwecke besondere Apparate gebaut we 
den, deren Typus von Michelson schon in sein 
ersten Arbeit entworfen worden ist, und die i 
wesentlichen aus zwei in möglichst großer Entfe 
nung voneinander aufgestellten Spiegeln bestehen 
welche die Rolle der früheren Öffnungen $' 
übernehmen. Dagegen kann ein Objektiv ve 
