

| Wolken — die er ker so eh Strah- 
lung ausgesetzt waren, daß sich die Abbildung 
| "wesentlich verschlechtert hätte. Dafür zeigten 
‘sich natürlich auf den Platten nur wenige Sterne. 
“Man wird daher unbedingt die Verwendung von 
Coelostaten vermeiden müssen und mit einem 
parallaktisch montierten Fernrohr arbeiten. Dies 
‚ermöglicht es auch dem Beobachter, während der 
Exposition die Platten zu „führen“, d. h. den 
Gang des Uhrwerks, welches das Fernrohr der 
täglichen Bewegung der Gestirne nachführt, zu 
regulieren, so daß die Sternbilder scharf und 
Fund werden. ; 
_ Als der Verfasser im Jahre 1914 gemeinsam 

f eine Sonnenfinsternisexpedition nach Südrußland 
unternahm, nahm er eine vollständige Pal 
tische Montierung mit, die zwei Fernrohre trug 
das eine auf der Seite, wo sonst ein Gegen gewicht 
das Fernrohr ausbalanciert. Jedes Fernrohr trug 
2 photographische Objektive und ein visuelles Ob- 
jektiv, das dem Beobachter zum Pointieren die- 
en sollte. Da beide Rohre miteinander fest ver- 
steift waren, so waren die Kassetten so ange- 
“ bracht, daß sie nach zwei zueinander senkrechten 
| Riehtungen. mit Mikrometerschrauben hin- und 
-herbewegt werden konnten. So konnten beide 
Beobachter unabhängig voneinander nachführen. 
Da es sehr wesentlich darauf ankommt, den Ver- 
lauf des gesuchten Effekts bis zum Plattenrande 
hin zu verfolgen, die gewöhnlich benutzten astro- 
graphischen Oijokiive: aber über den Bereich 
einer Platte von 24 X 24 em keine überall gleich- 
wertige Abbildung der Sterne liefern, erschien es 
ıns sehr wesentlich, mit solchen Objektiven zu 
arbeiten, die über den ganzen Bereich der Plat- 
| ten vollkommen runde und. scharfe Sternbilder 
liefern... Die Firma Zeiß in Jena, der wir das 
- Zustandekommen der damaligen Expedition in 
_ erster Linie zu verdanken hatten, hat uns damals 
Triplets von 11 em Offnung und 3,45 Meter 
Brennweite mit ebenem Gesichtsfelde berechnet 
und geschliffen. Diese dreifachen Systeme gaben 
auf 30 X 30-em-Platten bis zum Rande Sternbil- 
der ohne Koma. Diese Objektive hätten eine 
gleichmäßig genaue Vermessung über den ganzen 
 Plattenbereich ohne die Gefahr systematischer 
‘Fehler gewährleistet. Die Erfahrungen der eng- 
lischen Expeditionen lehren allerdings, daß der 




































ohne diese Vorsichtsmaßregel mit einer gewissen 
Sicherheit bestimmen zu lassen, aber die Ge- 
nauigkeit reicht doch nieht aus, um den Abfall 
der Ablenkung des Lichtes bis zum Rande einer 
30 x 30-cm-Platte mit aller Sicherheit verfolgen 
zu können. Darum wird es immer zu empfehlen 
sein, mit besonders korrigierten Objekten zu 
arbeiten. Sodann wird es auch gut sein, auf die 
Platten vor der Aufnahme, wie wir cs damals ge- 

Nw. 1920. 
mit Dr. Zurhellen zu dem gleichen Zwecke 
Einsteinsche Effekt groß genug ist, um sich auch ~ 
tan hatten, ein feines Gitter (Koordinatennetz) | 
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nisexpedition = sw. 
aufzukopieren, um Schichtverzerrungen auf den 
Platten unter der Kontrolle zu halten. 
Am wesentlichsten scheint mir aber fol- 
gendes zu sein: Der Einsteinsche Effekt 
offenbart sich auf einer Finsternisplatte in 
der Weise, daß sich der Skalenwert auf einer 
solehen Platte systematisch mit wachsendem Ab- 
von großer Wichtigkeit, den regulären Skalen- 
wert, d. h. den von dem Objektiv und der Län- 
Brennweite des Objektivs, und da immer zu 
fürchten ist, daß bei den besonderen Bedingungen 
einer Sonnenfinsternis die Brennweite sich, z. B. 
infolge der Sonnenbestrahlung, ändert, so ist es 
von großer Wichtigkeit, den regulären Skalen- 
wert, d. h. den von dem Öbjektiv und der Län- 
genausdehnung des Rohres herrührenden unab- 
hängig zu bestimmen und sein Verhalten während 
der Finsternis zu verfolgen. Bei den Aufnah- 
men in Brasilien mußte man ja in die Aus- 
gleichung der Platten Glieder der Gestalt a.x 
bzw. e.y„aufnehmen, um den Skalenwert der 
Platten zu berechnen. Von diesem normalen Ska- 
lenwert wurde der vermutete, durch die Lichtab- 
lenkung bedingte, anomale Skalenwert durch die 
Glieder ao. #, und a. H, abgetiennt. Diese Tren- 
nung ist nur möglich, weil mam aus der Einstein- 
schen Theorie die Koeffizienten H, und E, für 
jeden Stern berechnen kann. Die Bestimmung 
von « hat jedoch ein viel höheres Gewicht, wenn 
man die Gleichung ansetzen kann, ohne den nor- 
malen Skalenwert — bzw. die Differenz des Ska- 
lenwertes zwischen Finsternis- und Vergleichs- 
platte -— als Unbekannte einführen zu müssen. 
Hddington hat darum die besonderen Aufnahmen 
einer Himmelsgegend gemacht, die sowohl in 
Prineipe am Datum der Finsternis als auch vor- 
her oder nachher in Oxford nachts unter nor- 
malen Bedingungen aufgenommen werden konn- 
ten. Der Vergleich beider Aufnahmen lieferte 
unabhängig von den Finsternisplatten den Ska- 
lenwertunterschied zwischen Oxford- und Prin- 
eipe und damit auch zwischen Vergleichsaufnah- 
men und Sonnenfinsternisaufnahmen für die Ge- 
gend, in der die Sonne während der Finsternis 
stand. \ 
Auch wir hatten damals eine wohl be- 
kannte und genau vermessene Gegend am Him- 
mel für solche Kontrollaufnahmen ausgesucht. 
Es muß jedoch dabei immer die Voraussetzung 
gemacht werden, daß zwischen der Finsterniszeit 
und der nächst möglichen Nachtaufnahme am 
Finsternisort an dem Fernrohr, wenigstens was 
den Skalenwert angeht, keine Änderung vor sich 
geht. Aber gerade das läßt sich, wie die Beob- 
achtungen mit dem Astrographenobjektiv in Bra- 
silien beweisen, nicht verbürgen. Darum hatten. 
wir an unserm Expeditionsfernrohr eine Vorrich- 
tung getroffen, die bisher nie verwandt worden 
ist, aber in künftigen Fällen vielleicht gute 
Dienste leisten wird: An dem 3,5 Meter langen 
Fernrohr war ein Quarzstab von über 3 Meter 
Länge angebracht, Dieser Quarzstab lief an 
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