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handelt, bestand die erste Aura darin, den 
_ Abstand zwischen den Öffnungen, der bei der 
Beobachtung von « Aurigae bis zu 2 m gesteigert 
werden konnte, noch ganz beträchtlich zu ver- 
größern. Zu diesem Zwecke konstruierte Herr 
Pease die in der Fig. 4 schematisch dargestellte 
Vorrichtung. Vor dem Objektivspiegel des 100”- 
Reflektors wurde ein 20 Fuß langer Balken AA’ 
angebracht, auf dem vier kreisförmige ebene 
Spiegel I, II, III, IV von 6’ Durchmesser in 
einer Neigung von 45° zur optischen Achse des 
Fernrohrs, in der aus der Figur ersichtlichen 
Weise aufgesetzt waren. Die äußeren Spiegel I, 
II spielten bei dieser Anordnung die Rolle der 
früheren Öffnungen SS’, und die von ihnen auf- 
gefangenen Stücke der vom Sterne kommenden 
ebenen Wellen wurden zunächst nach den inneren 
Spiegeln III, IV geleitet und dann von diesen 
in den Objektivspiegel des Fernrohrs reflektiert, 
in dessen Brennebene sie das Interferenzbild er- 
zeugten. Bei der größten möglichen Entfernung 



Fig. 4. Die von Herrn Pease in Verbindung mit dem 
100”-Spiegelteleskop von Mount Wilson benutzte Vor- 
richtung zur Messung von Sterndurchmessern. 
der Spiegel I, II (D=20 Fuß = ungefähr 6 m) 
würde, nach Formel (4), ein Sterndurchmesser 
von etwa 0,02 mit Hilfe dieses Apparates noch 
zu messen sein, es ist aber klar, daß die Hand- 
habung eines so großen, noch dazu beweglichen 
Interferenzapparates auf ganz außerordentliche 
praktische Schwierigkeiten stößt. Um einen Be- 
griff von der Größe dieser Schwierigkeiten zu. 
geben, genügt es, zu erwähnen, daß ‘die Beob- 
achter nach jeder Veränderung des Abstandes 
zwischen den Spiegeln I, II oft eine Stunde lang 
arbeiten mußten, ehe sie die Interferanssireifen 
wiederfanden und beobachten konnten. : Nach 
vielen Versuchen gelang es nun endlich Herrn 
Pease und seinen Kollegen, am 13. Dezember 1920 
das erwünschte Resultat zu erhalten, indem sie 
bei klarem Himmel und guten Bildern den Stern 
a Orionis mit einem Abstande von 10 Fuß zwi- 
schen den Spiegeln. I, II beobachteten und keine 
Spur von Interferkntensen bemerken konnten, 
während bei unverändertem Abstande mehrere 
andere Sterne, die an demselben Abend beobachtet 
wurden, ein deutliches Interferenzbild gaben. 
Setzt man den Wert D—10 Fuß — 310 em in die 
Gleichung (4) ein ‚und nimmt wieder als effek- 
tive Wellenlänge A = 550 wu an, so folgt für den 
Winkeldurchmesser von 0 Orionis der. Wert 
“zu werden. 





































a= om, 045. Da das Mittel der direkt gemessene 
Parallaxen dieses Sterns 7 — ee 018 ist’), ‚ergil 
der ‘Sonn um das 260- Een 
Es sprechen aber verschiedene Argumente da 
für, daß diese Parallaxe möglicherweise ‚noch _ 
wesentlich kleiner angenommen werden muß und 
etwa 07,01 beträgt (EB. Freundlich, Über die 
Durchmesser der Fixsterne, Naturwissenschaften By 
Marz 1921); in diesem Falle wiirde der Dureh- — 
messer von @ OQOrionis sogar 500mal größer als 
derjenige der Sonne sein. Dieses Resultat ei 
sitzt für uns einen sehr hohen theoretischen Wert, A 
da es den ersten, an keinerlei Hypothesen ge 
knüpften direkten - Nachweis der wirklichen 
Existenz roter Riesensterne liefert, und (der für 
das Verständnis der Physik des Sternsystems so 
wichtigen Trennung der Sterne später Spektral- — 
typen in Riesen- und Zwergsterne eine einwand- ~ 
freie experimentelle Unterlage schafft. Es ist 5 
sicher nicht leicht, auf Grund der noch sparlichen | z 
Nachrichten, die iiber die Beobachtungen von 
Herrn Pease vorliegen, sich jetzt schon ein Urteil 
über die Genauigkeit dieser ersten direkten Mes 
sung eines Sterndurchmessers zu bilden; indessen = 
spricht der Umstand, daß der hier erhaltene Wert 9 
mit einem auf Indien Wege, nach einer gänz- 
lich verschiedenen Methode, von der weiter unten 
die Rede sein soll, shpeldieten: Werte eine be- 3 
merkenswerte Übereinstimmung zeigt dafür, daß 
die auf Mount Wilson ausgeführten Messungen = 
schon einen ziemlich hohen Grad von Genauigkeit = 
erreichen, der zweifellos in (der nächsten Zukunft — 
noch eine beträchtliche Steigerung erfahren wird. “a 
Vorläufig steht das für « Orionis erhaltene 
Resultat noch vereinzelt da, denn die an anderen 
Sternen, namentlich an aCeti, a Tauri, B Gemi- 
norum und « Canis Minoris unternommenen Mes- 
sungsversuche haben leider noch zu keinen siche- 
ren Ergebnissen geführt, wahrscheinlich weil 
die Winkeldurchmesser dieser Sterne zu klein 
sind, um mit der verfügbaren „Base“ gemessen 
Es hat sich aber im Verlaufe der Be- 
obachtungen immerhin die erfreuliche Feststel- 
lung machen lassen, daß die Sichtbarkeit der In- 
terferenzfransen, ch bei den größten bis jetzt 
benutzten Basen, durch den wachsenden Einfluß 
der Lufarrnke sehr wenige beeinflußt wi 
so daß der Ausdehnung der. Methode auf die Mes- 
sung immer kleinerer Winkel unter Benutzung 
immer größerer Abstände zwischen den Spiegeln 
außer der rein mechanischen Schwierigkeite 
nichts im Wege zu stehen scheint. Allerding 
scheint eine radikale Änderung des Typus eines 
zu solchen Zwecken dienenden Äquatorials ge 
boten zu sein — während bis jetzt die zur E 
zeugung der interferences ‚dienende Vorrichtun 
immer als ein spezieller Zusatz zu dem Fernrohr 
erschien, wird wohl in Zukunft, bei den neu z 
bauenden Apparaten, der die et tragend 
SS 
A 
1) H. C. Wilson, Popular Astronomy, April 1921 
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