

























: ‘Balen Pree accrinaben das Hauptstiick, das zur 
_ Beobachtung dienende Fernrohr dagegen das An- 
- hiingsel bilden müssen. Augenblicklich sind auf 
dem “Mount Wilson Vorarbeiten im Gange zur 
erstellung eines Interferenzapparates, bei dem 
die Base eine Länge von 8 m erreichen wird. Aber 
auch die Anzahl der diesem Apparate zugäng- 
lichen Sterne wird doch eine sehr beschränkte 
a bleiben, da sogar bei einer so ausgedehnten Base 
_ ein Durchmesser von 0”,017 die Grenze des Meß- 
- baren bilden wird, Galvond die Durchmesser der 
meisten, sogar der hellen Sterne weit unterhalb 
jeser Grenze liegen dürften. 
In diesem Zusammenhang ist es vielleicht 
nicht uninteressant, noch einer anderen, von der 
Michelsonschen ziemlich stark abweichenden Me- 
_thode Erwähnung zu tun, die im Jahre 1910 vom 
russischen Gelehrten S. Pokrowski vorgeschlagen 
wurde und bis jetzt noch niemals eine praktische 


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3 Bir. 5. Der von Herrn Pokrowsky in A. N. 4586 vor- 
geschlagene Sterninterferometer. 
4 BD endung gefunden ; hat, trotzdem ihre Lei- 
_ stunesfihiekeit hinter ee der Michelson- 
- schen Methode kaum zurücksteht und möglicher- 
weise dieselbe sogar übertrifft. Das Wesentliche 
dieser Methode läßt sich vielleicht am einfachsten 
n Hand der von Pokrowski') mitgeteilten sche- 
atischen Skizze des von ihm vorgeschlagenen 
_Apparats, die in Fig. 5a wiedergegeben ist, er- 
4 laren. Der Gangunterschied der zur Interferenz 
- bestimmten Lichtwellen wird genau ebenso wie bei 
er Michelsonschen Methode durch Herausgreifen 
weier räumlich möglichst weit auseinanderliegen- 
er Stücke einer vom Sterne kommenden ebenen 
Welle erzeugt; die Spiegel I, II, III, IV ent- 
_ sprechen genau den mit denselben Nummern be- 
zeichneten Spiegeln der Fig. 4, nur sind hier die 
beiden mittleren Spiegel so nahe wie möglich an- 
_ einander gerückt, was dort nicht notwendig war, 
1) A.N.4586. Uber das neue Bestimmungsverfahren 
En heinbarer Durchmesser der Sterne mittels ‘elliptischer 
Polarisation des Lichtes. 

n: Die modernen Methoden der Bestimmung von Sterndurchmessern. 605 
da die beiden Strahlenbündel durch das Objektiv 
zusammengebracht wurden, während sie hier 
durch eine gleich zu beschreibende Vorrichtung 
nur um kleine Strecken seitlich- verschoben und 
zur Überlagerung gebracht werden. Da der Win- 
keldwrcehmesser eines Sterns immer sehr klein ist, 
kann man mit genügender Annäherung annehmen, 
daß alle vom Sterne kommenden ebenen Wellen 
denselben Raum durchlaufen, und der Einfluß der 
dem Sterndurchmesser entsprechenden kleinen 
Unterschiede der Einfallswiukel äußert sich nur 
dadurch, daß die Gangunterschiede der an den 
Spiegelpaaren I, III und II, IV reflektierten 
Wellen für die von den verschiedenen Punkten der 
Sternoberfläche kommenden Wellen verschieden 
sind. Nach der Reflexion anden Spiegeln III, IV 
fallen die parallel nebeneinander verlaufenden 
beiden Strahlenbündel zunächst auf zwei neben- 
einander gestellte % A-Platten aus einer doppel- 
brechenden Substanz (Gips), (deren optische 
Achsen beide in einer zu den Strahlen senkrechten 
Ebene liegen und untereinander einen Winkel 
von 45° bilden, wobei die Achse der einen Platte 
noch parallel zu ihrer Trennungslinie (also senk- 
recht zur Ebene der Zeichnung) ist (Fig. 5b). 
Die Wirkung dieser Platte besteht darin, daß zwei 
kohärente Schwingungen, die in den ursprüng- 
lichen Wellen parallel gerichtet waren, nach Ver- 
lassen der Platte aufeinander senkrecht stehen, 
wobei ein zwischen ihnen etwa vorhandener Gang- 
unterschied erhalten bleibt. (Eine ähnliche Dre- 
hung aller Amplituden der einen Welle um 90° 
würde man auch erreichen können, wenn man sie 
durch eine. die Polarisationsebene drehende 
Quarzplatte geeigneter Dicke hindurchgehen ließe, 
was sich aber wegen der großen Drehungsdisper- 
sion des Quarzes weniger empfiehlt.) Hinter den 
Gipsplatten ist nun ein Rhomboeder (oder 
zwei) von isländischem Spat aufgestellt, dessen 
Hauptschnitt senkrecht zur Trennungslinie der 
Platten (also in der Zeichenebene) liegt 
und auf den die Strahlen senkrecht ein- 
fallen. Alle in der Ebene: des Haupt- 
schnittes des Spats polarisierten Komponenten 
der vom Spiegel III reflektierten Strahlen pas- 
sieren diesen dann ohne Brechung, wie ordinäre 
Strahlen, während die ihnen entsprechenden, um 
90° gedrehten Komponenten der vom Spiegel IV 
kommenden Strahlen, die also senkrecht zum 
Hauptschnitte polarisiert sind, beim Durchgang 
durch den Spat parallel zu sich selbst in der 
Ebene des Hauptschnittes seitlich verschoben wer- — 
enügender Breite des Bündels oder ' 
den und, bei & 
Dicke des Kristalls, mit den ersten räumlich zu- 
sammenfallen. Von jeder von einem Punkte der 
Sternoberfläche kommenden ebenen Welle breiten 
sich also in dem auf der Figur schraffierten Ge- 
biete zwei kohärente, parallel bzw. senkrecht zum 
Hauptschnittte des Kristalls polarisierte ebene 
Wellen mit gleichen Amplituden der Schwingun- 
gen und einem Gangunterschiede, der nur von 
dem Einfallswinkel der ursprünglichen Welle ab- 
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