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- Spiegel_ des Mount-Wilson-Observatoriums) zur 
3 Messung des Winkelabstandes der SE EUR NIE 
# akt werden Eee wohl verwendet N 
nd dies war denn auch die erste Aufgabe, deren 
riff nahmen. Als Objekt wurde der spektrosko- 
ische Doppelstern Capella (a Aurigae) gewählt, 
- da einerseits seine Bahnelemente aus spektrosko- 
pischen Messungen, andererseits auch seine Par- 
allaxe mit ziemlich großer Genauigkeit bekannt 
aren, und der Winkelabstand der‘ Komponenten 
ruf Grand dieser Tatsachen auf "so Bogen- 
Die zur Erzeugung der 
ee, war 



























ech eine Talk zwei Srebhichlären nechtwinkli- 
en Öffnungen versehene Platte A (Fig. 3) zu- 
ig. 3. Der von den Herren Anderson und Pease am 
ocalende des 100”-Spiegelteleskops von Mount Wilson 
enutzte Apparat zur Messung des Winkelabstandes 
Anger Doppelsterne nach der Michelsonschen Inter- 
ferenzmethode. 
eschlossen war, während sich am anderen Ende 
n stark vergrößerndes Okular E befand, welches 
zur Beobachtung der Fransen diente. Das Rohr 
war in der Nähe der Cassegrainschen Fokalebene 
‚des Reflektors aufgestellt und konnte um die 
optische Achse gedreht werden, um die Einstel- 
lung der Verbindungslinie der Öffnungen in be- 
liebige Positionswinkel zu ermöglichen. 
_ Unterschied von dem von Michelson angebenen 
Verfahren bestand also darin, daß sich die beiden 
Öffnungen nicht vor dem Objektive, sondern in 
“dem vom Objektive kommenden konvergierenden 
Strahlenbündel befanden, wodurch eine bedeu- 
tende Verringerung ihrer Abmessungen und 
gegenseitigen Abstandes erzielt und die Justie- 
rung und Handhabung des Apparates sehr ver- 
infacht wurde. Die Dimensionen der Platte 
d der Spalte wurden so -gewiihlt, daß sie zwei 
8,3 X 27,5 em großen, vor dem Objektivspiegel 
befindlichen Öffnungen entsprachen, deren gegen- 
seitiger Abstand von 120—200 cm variiert wer- 
den konnte. Die Beobachtungsmethode bestand 
“nun in folgendem: Der Abstand D der Öffnungen 
wurde zunächst etwas größer gewählt, als nötig 
3 gewesen wire, um das Verschwinden der Inter- 
-ferenzstreifen — bei einem Winkelabstande der 
E omponenten von 0/7, > zu bewirken. Wenn also 
w 
Nw. 1921. 


ode len Methoden: der Best mmu a von Sterndurchmessern. 
Der 









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der Positionswinkel des Apparates mit dem der 
Komponenten des Doppelsterns zusammenfiel, 
mußten die Interferenzfransen noch sichtbar sein; 
bildeten aber diese beiden Richtungen einen 
Winkel ®, so entsprach dies einer Verkleinerung 
des Abstandes von D auf D cos ®, und wenn 
dieser Winkel so gewählt war, daß D cos ® gerade 
gleich dem richtigen Abstande D, wurde, mußten 
die Fransen beinahe unsichtbar werden. Bei einer 
vollständigen Umdrehung des Apparates um 360 ° 
ergaben sich also vier Lagen, in denen das Inter- 
ferenzbild eine minimale Deutlichkeit zeigte, und 
aus den diesen vier Lagen entsprechenden Posi- 
tionswinkeln, in Verbindung mit dem bekannten 
Abstande D, ließen sich sowohl der Positions- 
winkel der Komponenten des Doppelsterns als 
auch der dem Verschwinden der Streifen ent- 
sprechende Wert Do, also der Winkelabstand der 
Komponenten, ableiten. Die an sechs Nächten 
erhaltenen Beobachtungen ließen sich nun wirk- 
tich in sehr befriedigender Weise durch eine 
Ellipse darstellen, und ein Vergleich mit einer 
auf Grund der spektroskopischen Elemente von 
Campbell gerechneten Ephemeride gestattete auch 
die getrennte Bestimmung der großen Halbachse 
der Bahn, ihrer Neigung und der Massen der 
Komponenten (die aus spektroskopischen Beob- 
achtungen bekanntlich nur in den Verbindungen 
a sini, m sini’, erhältlich sind) sowie der Par- 
allaxe des Sterns durchzuführen. Es ergaben sich 
für das System die folgenden Werte: Große 
Halbachse a = 0/’,05249, Neigung der Bahnebene 
t= 140° 30’, Massen der Komponenten mı — 4,62 
bzw. ma = 3,65 Sonnenmässen. Die Campbellsche 
Periode von 104,022 Tagen erhielt eine unwesent- 
liche Verbesserung von — 0,018 Tagen. Für die 
Parallaxe wurde der Wert x — 0,0600 erhalten, 
so daß der lineare Abstand der beiden Sterne 
ungefähr 131 Millionen Kilometer beträgt, also 
nur etwas kleiner ist als die Entfernung der Erde 
von der Sonne. Dje Darstellung der Beobach- 
tungen mit Hilfe dieses vervollstindigten . Ele- 
mentensystems muß als eine geradezu über- 
raschend gute bezeichnet werden: die Abweichun- 
gen der beobachteten von den berechneten Werten 
erreichen im’ Winkelabstande höchstens 0/7,00004, 
während die Fehler im Positionswinkel alle unter 
1° hegen. 
Durch diesen schönen Erfolg ermutigt, gingen 
die Astronomen von Mount Wilson zur Lösung 
der noch schwierigeren Aufgabe der Messung 
eines Sterndurchmessers 
über und wählten als 
Be 
für den ersten Versuch geeignetstes Objekt den 
Stern a Orionis (Betelgeuse), da dieser auf Grund — 
seiner großen Helligkeit und seines Spektrums — 
(Klasse M), das eine verhältnismäßig schwache 

Leuchtkraft vermuten ließ, mit größter Wahr- 
scheinlichkeit als ein Rivsonatern zu betrachten 
war. Da es sich bei der Bestimmung der Stern- 
durchmesser, wie wir oben gesehen haben, im 
giinstigsten Falle um die Messung yon Winkeln 
von wenigen Hundertsteln einer Bogensekunde 
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