


hängt‘). Ist dieser Winkel gleich Null, so ist der 
von beiden Wellen zurückgelegte Weg genau der- 
selbe, der Gangunterschied ist Null- und die 
beiden Schwingungszustände im schraffierten Ge- 
biete kombinieren sich zu einer geradlinigen 
Schwingung, die einen Winkel von 45° mit der 
Ebene des Hauptschnittes bildet. Bei allen 
anderen Wellen ist ein Gangunterschied vorhan-. 
den, der um so größer wird, je größer der Ein- 
fallswinkel war, und die entsprechenden Schwin- 
gungen kombinieren sich zu elliptischen Schwin- 
gungen, deren große Achsen aber alle, wegen der 
Gleichheit der Amplituden, mit der Ebene des. 
Hauptschnittes denselben Winkel von 45° bilden, 
und deren kleine Achsen gewissermaßen als Maß 
für den Gangunterschied betrachtet werden 
können. La8t man nun endlich dieses 
kombinierte Strahlungsbündel durch ein Wol- 
lastonsches Prisma  hindurchgehen, dessen 
Hauptschnittebene mit der des Spats einen 
Winkel von 45° bildet, so entstehen zwei 
räumlich getrennte Sternbilder, _von denen 
das intensivere durch Summation aller den großen - 
Achsen entsprechenden Intensitäten, das schwä- 
chere durch Summation der den Keen Achsen: 
entsprechenden Intensitäten erzeugt wird. 
die einzelnen 
Wellen untereinander inkohärent sind, kann keine 
weitere Interferenz zwischen diesen Komponenten 
stattfinden, und die resultierende Intensität wird 
durch Summation der Quadrate der entsprechen- 
den Amplituden erhalten). Das Verhiltnis der 
Intensitäten Ja und Ib, beider Sternbilder j= 
' Ib/Ia, welches mit Hilfe eines Photometers ge-. 
messen werden kann, ist dann ein direktes Maß 
für den Winkeldurchmesser a des Sterns, welcher, 
wie Herr Pokrowski zeigt, bei gleichmäßiger 
(Da 
teilung des Lichtes auf dem Shernscheibchen, 
durch die einfache Formel 
See er: 
Sars 
gegeben wird. Wie aus dieser Formel zu ersehen 
ist, wird der Helligkeitsunterschied beider Stern- 
bilder um so größer sein, je kleiner der Durch- 
messer des Sternes ist, was ja auch unmittelbar 
einleuchtet, da wir bei einer streng punktformigen 
Lichtquelle überhaupt keine Gangunterschiede 
und: also nur das den großen Achsen ent- 
sprechende Sternbild erhalten würden. Dieser 
Umstand bedingt gerade die große Empfindlich- 
keit der Methode, da. ‘die Grouse ihrer Leistungs- 
fahigkeit nur dadurch gesetzt ist, daB das schwa- 
chere Sternbild nicht Vorschwinden darf und 
photometrisch meßbar bleiben muß. 
Pokrowski hat, unter gewissen Annahmen über 
die Lichtverluste bei den verschiedenen Reflexio- 
nen an den Spiegeln und brechenden Flächen, 
berechnet, daß schon bei einem Abstande D=. 
1) Beim Durchgange durch den Spat entsteht aller- 
dings auch noch ein weiterer Gangunterschied zwischen 
beiden Wellen, der durch "eingeschaltete Glasplatten 
kompensiert werden muß, 
. einem Querschnitt der interferierenden Strahle 
Weise erwiesen worden ist, auch die Pokrowskisch 
‘mutlich noch bedeutend gesteigert werden k n 
‚ wenn man das von Herrn Pokrowski vorgese 
vom Sterne kommend n ebenen 
‚anzunehmen, daß uns diese Methoden in abs 
Sternwelt unerläßliche, 
den unermeßlichen Raum einzudringen, und : man 
Herr — Lösung der großen Probleme notwendigen T t- 
lassen sich auch die scheinbaren Sterndurchmes: 









































1 Meter zwischen den Spies TI under 
bündel von 300 mm?, der kleinste noch meßb 
Sterndurchmesser für Sterne erster Größe tn: 
fähr 07,005, und bei Sternen neunter Größe 0” 
beac würde. -Wenn sich ‘die gemachten Lr 
nahmen in der Praxis bewahrheiten sollten, wit 
dies gegenüber dem Michelsonschen Verfahr 
einen beträchtlichen Fortschritt bedeuten, da 
letzterem bei dem erwähnten kleinen Abstan 
höchstens. Sterndurchmesser von 0,12 ge 
messen werden kénnen. Als ein weiterer Vo 
der Methode ist ferner der Umstand zu betr 
ten, daß der Abstand der Spiegel während ı 
Beobachtung nicht variiert zu werden braucht 
Es wäre jedenfalls interessant, nachdem die pr 
tische Möglichkeit der Benutzung von Interfer 
metern zur Messung der Sterndurchmesser vi 
den amerikanischen Astronomen in so glänzende 
Methode, trotz ihrer größeren Kompliziertheit, el 
mal auf ihre praktische Brauchbarkeit zu prüfen, 
namentlich auch weil ihre Empfindlichkeit 

gene optisch-photometrische Me 
durch ein photographisches ersetzt, = 
Trotz der zweifellos Ben Leistungsfihig- 
keit der Interferenzmethoden bei der Messung 
sehr kleiner Winkel und der hervorragenden Rolle, — 
die sie in der Untersuchung enger Doppelster: 
und vielleicht sogar der Sissi paralimen zu spi - 
len berufen sind, wird die Anzahl der mit ihre 
Hilfe direkt meßbaren Sterndurchmesser vermut- 
lich immer eine sehr beschränkte bleiben, da 
meisten Sterne, auch wenn sie die. Sonne 
Größe um das Vielfache übersteigen, wegen ih 
enormen Entfernungen doch verschwindend kle 
Winkeldurchmesser aufweisen. Es ist daher ka 
barer Zeit das zum Verständnis der Struktur d 
die Dimensionen 4 
Sterne betreffende statistische Material zu lief: 
imstande sein werden. In dieser Frage geht 
also den Astronomen‘ genau ebenso wie in 
meisten anderen Fragen der 'Stellarastronoı 3 
und namentlich bei der Bestimmung der Entf. rp 
nungen der Sterne: wegen der überwältigenden - 
räumlichen. Ausdehnung des zu untersuchend 
Systems versagen die direkten Messungsmethoden, 
sobald man den Versuch macht, etwas tiefer i 
sieht sich gezwungen, zwecks Beschaffung des zu: 
sachenmaterials zu allerlei indirekten Methoden 
zu greifen, deren Anwendungsbereich ein viel 
ausgedehnterer ist, die aber erst durch Eichune 
an den durch die direkten Methoden geliefe 
Resultaten ihre volle Berechtigung erlangen. 
auf indirektem Wege, aus den scheinbaren Helli 
keiten der Sterne, erschließen, sed man 
