Grundlagen der Astrophysik: Zweiter Teil II

330 Pages·1931·20.254 MB·German

by  G. Eberhard (auth.), G. Eberhard, W. Hassenstein (eds.)

HANDBUCH
DER ASTROPHYSIK
HERAUSGEGEBEN VON
G. EBERHARD· A. KOHLSCHUTTER
H. LUDENDORFF
BAND II / ZWEITE HALFTE
GRUNDLAGEN
DER ASTROPHYSIK
ZWElTER TElL
BERLIN
VERLAG VON JULIUS SPRINGER
1931
GRUNDLAGEN
DER ASTROPHYSIK
ZWEITER TElL
II
BEARBEITET VON
G. EBERHARD· W. HASSENSTEIN
MIT 85 ABBILDUNGEN
BERLIN
VERLAG VON JULIUS SPRINGER
I93I
ISBN-13:978-3-642-888S2-6 e-ISBN-13:978-3-642-90707-4
001: 10.1007/978-3-642-90707-4
ALLE RECHTE, INSBESONDERE DAS DER OBERSETZUNG
IN FREMDE SPRACHEN, VORBEHALTEN.
COPYRIGHT 1931 BY JULIUS SPRINGER IN BERLIN.
Inhaltsverzeichnis.
Kapitel 5.
Photographische Photometrie.
Von Prof. Dr. G. EBERHARD, Potsdam.
(Mit 14 Abbilduugen.)
Seite
a) Geschichtlicher Oberblick . . . . . 431
1. Erste Anf!inge (G. P. BOND) .. 431
2. Photographische Himmelskarte . 432
3. E. C. PICKERING . . . 433
4. K. SCHWARZSCHILD . . . 434
5. Neuere Untersuchungen. 435
6. Internationale Polsequenz 436
7. Mikrophotometer von J. HARTMANN 436
b) Allgemeines, Definitionen, Messung der Schwarzungen 437
8. Aufgabe der photographischen Photometrie 437
9. Absolute und relative Helligkeitsmessungen 437
10. Durchmessermessungen ........ . 437
11. Opazit!it, Dichte, Schw1irzung ..... . 438
12. Messung der Schw!irzung ....... . 438
13. Apparate zur Messung der Schw!irzungen . 439
c) Die photographische Platte und ihre Eigenschaften 445
14. Die Intensit!its-Schw!irzungskurve. Gradation . 445
15. Die Zeit-Schw1irzungskurve. Die Schw!irzungsgesetze . 446
16. Abh!ingigkeit der Schw1irzungskurve von der Dicke der Emulsionsschicht 447
17. Empfindlichkeit der photographischen Platte ............ . 448
18. Abh!ingigkeit der Schw!irzungskurve von der Entwicklung ....... . 448
19. Abh!ingigkeit der Schw!irzungskurve von der Wellenl!inge des einwirkenden
Lichtes ................... . 449
20. Farbenempfindlichkeit der photographischen Platte. 453
21. Der Schleier . . . . . . . . . . . . . 455
22. Der Nachbareffekt ......... . 456
23. Die Fehler der photographisehen Platten 458
d) Die photometrischen Methoden 460
24. Das Rohrenphotometer . . . . . . . . 460
25. Die Methode von E. S. KING ..... . 463
26. Das Verfahren von KAPTEYN-WIRTZ .. 464
27. Das Halbgitterverfahren von SCHWARZSCHILD 466
28. Verwendung von kreisforrnigen Blenden (Diaphragmen). 467
29. Die Methode von E. HERTZSPRUNG. . . . . . . . . . 469
30. Die Bestimmung der Gitterkonstante. . . . . . . . . 472
31. Allgemeine Bemerkungen zur Bestimmung der Gitterkonstante 474
e) Die verschiedenen Verfahren zur Herstellung der Schwarzungskurve. 475
32. Direkte Herstellung der Schw!irzungskurve. Allgemeine Betrachtungen. 475
33. Graphisches Verfahren ...... . 475
34. Das Verfahren von SCHW ARZSCHILD 477
f) Die Schleierkorrektion . . . . . . . . 482
35. SCHW ARZSCHILDS Verfahren . . . . 482
36. Verwendung geschleierter Aufnahmen bei Vorhandensein des Nachbareffektes. 485
g) Die Gesichtsfeldkorrektion. . . . . . . . . . . . . . . 485
37. Das Wesen der Gesichtsfeldkorrektion . . . . . . . 485
38. Die Gesichtsfeldkorrektion bei Schw1irzungsmessungen 486
VI Inhaltsverzeichnis.
Seite
39. Die Gesichtsfeldkorrektion bei Durchmessermessungen . . . . . . . 487
40. Die nicht achsensymmetrische Gesichtsfeldkorrektion. . . . . . . . 488
41. Allgemeine Bemerkungen zur Bestimmung der Gesichtsfeldkorrektion 488
h) Die Extinktion .............. 489
42. Unterschiede gegen die visuelle Extinktion . . 489
43. Mittlere photographische Extinktion . . . . . 490
i) Die 'Oberbriickung sehr groBer Helligkeitsintervalle 491
44. Helligkeitsintervall, welches durch eine photographische Platte uberbruckt
werden kann . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 491
45. Indirekte Uberbruckung eines groBen Helligkeitsintervalles . . . . . . . . . 491
46. Direkte Uberbruckung eines groBen Helligkeitsintervalles. . . . . . . . . . 491
k) Die Vergleichung photographisch-photometrischer Kataloge und die intemationale
Poisequenz. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 492
47. Die Bedingungen, denen ein Katalog genugen muLl 492
48. Reduktion zweier Kataloge aufeinander. . . . 493
49. Die intemationale Poisequenz . . . . . . . . 494
50. Die intemationale Poisequenz: Tabelle . . . . 494
51. Verzeichnisse photographischer Sternhelligkeiten 501
I) Die photographische Spektralphotometrie 502
52. Allgemeines . . . . . . . . . . . 502
53. Verbreiterung der Sternspektra 503
54. Die spektralphotometrischen Methoden. Zeitskalen. 504
55. Die Methode fur das Objektivprisma. . . . . . . 505
56. Die Methode fur den Spaltspektrographen. . . . . 506
57. Spektralphotometrische Farbenindizes. . . . . . . 508
58. Die Extinktion fur photographische Spektralphotometrie 509
m) Nachtrag zur "Photographischen Photometrie" 510
n) Literaturverzeichnis. . . . . . . . . . . . 512
Kapitel 6.
Visuelle Photometrie.
Von Prof. Dr. W. HASSENSTEIN, Potsdam.
(Mit 71 Abbildungen.)
a) Einleitung. Grundlagen. . . . . . . . . . . . . . 519
1. Begriff und Bedeutung der visuellen. Photometrie 519
2. Historischer Uberblick. . . . . . . . . . . . . 520
3. Geometrische und strahlungsenergetische Grundlagen . 523
4. VorHi.ufige Definition der visuellen Lichtstarke und visuellen Helligkeit 525
b) Entwicklung der grundlegenden Begriffe und Prinzipien der visuellen Photometrie
auf Grund der Lehren der physiologischen Optik 527
5. Das Auge als optischer Apparat . . . . . . . . . 527
6. Die Abbildungsfehler des Auges . . . . . . . . . 529
7. Die Netzhaut als lichtempfindliche Schicht . . . . 531
8. Helligkeitsempfindung. Empfindungsstarke. Photometrische Fahigkeiten des
Auges . . . . .. ..................... 533
9. Die Empfindungsstarke als Funktion der "physiologischen Strahlungsstarke"
des Objektes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534
10. Ortliche Empfindlicbkeit der Netzhaut . . . . . . . . . . . . . . . . . . 536
11. Empfindlichkeit der Netzhaut in Abhangigkeit von der scheinbaren Flache des
Objektes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 538
12. Die relative spektrale Empfindlichkeit der Fovea . . . . . . . . . . . . . 540
13. Einfuhrung der "physiologischen Lichtstarke" L. Die visuelle Lichtstarke J als
spezieller Fall derselben. MeBbarkeit der Verhaltnisse Ll:L2 bzw. Jl:J2 . 542
14. Die relative spektrale Empfindlicbkeit der Stabchen. Das PURKIN]ESChe Pha-
nomen ............................... 544
15. Die relative Unterschiedsschwelle des Auges. FECHNERsches und allgemeines
Reizempfindungsgesetz . . . . . . . . . . . . . . . . . 547
16. Geschatzte und photometrische GroBe. Theoretische Helligkeit 552
17. Additionstheorem der Lichtstarken. . . . . . . . . . . . . 555
Inhaltsverzeichnis. VII
Seite
c) Der Refraktor als photometrisches Hilfsinstrument. . . . . . . . . . . . .. 556
18. Idealer Strahlengang. Austrittspupille. VergroBerung. . . . . . . . . .. 556
19. Lichtstarke, scheinbare Flache und Leuchtdichte des Bildes relativ zum Objekt 558
20. Das fokale Beugungsbild eines Fixsternes 561
21. Das extrafokale Bild eines Fixsternes .................. 567
22. Der Himmelsgrund und seine Abbildung ................. 570
d) Oberblick tiber die Methoden der Helligkeitsmessung. Lichtschwachungsmethoden.
Vergleichsvorrichtungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 572
23. Kennzeichnung und Einteilung der photometrischen Methoden und Apparate. 572
24. Lichtschwachungsmethoden. Allgemeine Gesichtspnnkte. 573
25. Lichtschwachung durch Abstandsanderung 575
26. Lichtschwachung durch Abblendung . . . . . . . . . 581
27. Lichtschwachung mittels des rotierenden Sektors 587
28. Lichtschwachung mittels absorbierender Substanzen . . 588
29. Lichtschwachung durch Drehung der Polarisationsebene 594
30. Vergleichsvorrichtungen . . . . . . . . 601
e) Die Methoden der Ausloschungsphotometrie . 603
31. Allgemeine Gesichtspunkte. . . . . 603
32. Die Ausloschungsphotometer. . . . 609
f) Die Methoden der Gleichheitsphotometrie 622
33. Allgemeine Gesichtspunkte. . . . . 622
34. Punktphotometer, bei denen die Abbildung der verglichenen Sterne entweder
durch zwei Objektive von wenig verschiedener Brennweite oder durch ein
und dasselbe Objektiv bewirkt wird. . . . . . . . . . . . . . . . . . 634
35. Punktphotometer, bei denen das den Vergleichsstern abbildende System den
Charakter eines Hilfssystems hat (. . Hilfssystemphotometer"). . . . . . . 648
36. Punktphotometrische Methoden zur Messung der Gesamtintensitaten von Sonne
und Mond . . -. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 662
37. Flachenphotometer zur Messung der Leuchtdichten fokaler Bilder. . . . . . 665
38. Flachenphotometer, bei denen extrafokale Bilder, meist von Fixsternen, seltener
vom Himmelsgrunde, zur Vergleichung gelangen ( .. Extrafokalphotometer") 672
39. Flachenphotometrische Methoden zur Messung der Gesamtintensitaten heller
Objekte auf Grund der von letzteren auf matten Flachen hervorgebrachten
Beleuchtung. . . . . . . . 682
g) Die Methoden der GroBenschatzung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 690
40. Allgemeine Gesichtspunkte. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 690
41. Die GroBenschatzung mit unbewaffnetem bzw. mit Opernglas bewaffnetem Auge 692
42. Die GroBenschatzung im Fernrohr . ....... 698
h) Die Methoden der Stufenschatzung. .. ....... 710
43. Historische Bemerkungen. Definition der Grundbegriffe 710
44. Die Methoden der beiden HERSCHEL 711
45. Die ARGELANDERsche Methode. . . 713
46. Die POGsoNsche Methode . . . . . 716
47. Die PICKERINGSche Interpolationsmethode. 717
48. Verbindung der ARGELANDERSchen mit der Interpolationsmethode. 718
49. Stufenskala der Vergleichssterne. Stufenhelligkeit des Veranderlichen 719
50. Ubersicht iiber die systematischen Schatzungsfehler . . . . . . . . 721
51. Abhangigkeit des Stufenwertes von dem benutzten Instrument und der Beob-
achtungsepoche . . . . . . . . . . ; . . . . . . . . . . . . . . . . 723
52. Die von den Ortern der Sterne abhangigen Schatzungsfehler ( .. Positionsfehler") 724
53. Die von den Helligkeiten der Sterne abhangigen Schatzungsfehler. . . . . . 729
54. Yom Spektrum bzw. von der Farbe abhangige Schatzungsfehler ...... 735
55. Reduktion der Stufenskala auf die photometrische Skala. Rechnerisches Ver-
fahren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . -. . . . . . . . . . 737
56. Reduktion der Stufenskala auf die photometrische Skala. Graphisches Verfahren 741
Literaturverzeichnis 744
Sachverzeichnis 747
Kapitel5.
Photographische Photometrie.
Von
G. EBERHARD-Potsdam.
Mit 14 Abbildungen.
a) Geschichtlicher Uberblick.
1. Erste Anfange. G. P. BOND. Obwohl der Gedanke, bei Helligkeits
messungen das Auge durch die photographische Platte zu ersetzen, schon bald
nach der Erfindung der Photographie durch DAGUERRE (1839) auftauchte und
man schon friih die groBen Vorteile e.rkannte, die dieser neue Zweig der Photo
metrie darbietet, blieb es doch bis fast zum Ende des 19. Jahrhunderts nur bei
einzelnen Versuchen. Die ersten, welche photographisch-photometrische Mes
sungen vornahmen, waren FIZEAU und FOUCAULT1, die 1844 auf Anregung durch
ARAGO die Helligkeit der Sonne mit der irdischer Lichtquellen, z. B. der des
elektrischen Bogenlichtes unter Anwendung von Daguerrotypplatten verglichen.
1858 teilte WARREN DE LA RUE2 Helligkeitsvergleichungen des Mondes mit
Jupiter und Saturn mit, welche mit Hilfe Von Kollodiumplatten ausgefiihrt
worden waren, und in demselben Jahre berichtete G. P. BONDa iiber die Er
fahrungen, die seit 1850 auf der Sternwarte des Harvard College mit photo
graphisch-photometrischen Versuchen gemacht worden waren. Diese Abhand
lung BONDS ist so hemerkenswert, daB kurz iiber ihren Inhalt referiert werden
muB. BOND hatte bemerkt, daB mit zunehmenden Belichtungszeiten nicht nur
die Schwarzungen der photographierten Sternscheibchen wachs en, sondern auch
die Scheibchendurchmesser, welche sich leicht mit Hilfe eines MeBmikroskopes
messen lassen. Bezeichnet man die Expositionsdauer mit t, den Durchmesser
eines Sternscheibchens auf der Platte mit y, so konnte BOND die Messungen durch
+
die Formel: y2 = Pt Q darstellen. Q erwies sich als unabhangig von der
Sternhelligkeit und als konstant fiir aile Platten gleicher Empfindlichkeit, P da
gegen als abhangig von der Sternhelligkeit. BOND benutzte daher die GroBen P
zur Messung der Sternhelligkeiten, und zwar auf folgende Weise. Er machte
auf eine Platte eine Reihe Aufnahmen verschiedener Sterne mit wachsender
Expositionsdauer (t) und suchte die Bildchen der beiden Sterne heraus, die den
gleichen Durchmesser aufweisen. Es sei dann fiir zwei Sterne beispielsweise
~ = ~, wenn tl und t2 die Exp'bsitionsdauern fiir die beiden Sterne sind, bei
1 C R 18, S. 746, 860 (1844). Beide Physiker legten ihren Messungen das Gesetz:
it = constans (i HeUigkeit, t Expositionszeit) zugrunde, welches als das 1862 aufgesteUte
BUNSEN-RoscoEsche photometrische Gesetz bekannt ist. FIZEAU und FOUCAULT bemerkten
aber bereits damals, daB dieses Gesetz nur fiir ein beschranktes Gebiet von it brauchbar ist.
2 AN 49. S.81 (1858).
3 M N 18, S. 54 (1857/58).
Handbuch der Astropbysik. II. 27**
432 Kap.5. G. EBERHARD: Photographische Photometrie. Ziff.2.
welchen die Scheibchendurchmesser gleich sind. Diesen Quotienten benutzte
BOND als HelligkeitsmaB der beiden Sterne. Um dann aber auf Helligkeiten
bzw. GroBenklassen selbst iiberzugehen, muBte die Beziehung zwischen der
Helligkeit und Expositionsdauer gesucht werden. Hierzu machte BOND eine
Reihe Aufnahmen del' zwei Sterne bei gleicher Expositionsdauer, abel' mit ver
schiedenen, genau bekanntenAbblendungen des Objektives (durch Diaphragmen),
und suchte dann wiederum diejenigen Scheibchen der beiden Sterne heraus, die
gleichen Durchmesser besitzen. Aus der GroBe der jenen beiden Bildchen ent
sprechenden Objektivoffnungen konnte er dann leicht die GroBenklassendifferenz
der beiden Sterne finden. Den Betrag der Abblendung berechnete er aus dem
Durchmesser der kreisrunden Diaphragmen.
Dieses Verfahren ist, wie heute bekannt, fUr genaue Messungen nicht ohne
weiteres brauchbar, aber BOND hat doch als erster photographisch-photo
metrische Messungen an Sternen ausgefUhrt, und zwar unter Benutzung der
Durchmesser del' Bildchen, ein Verfahren, welches spater fast ausschlieBlich und
auch heute noch vielfach neben Schwarzungsmessungen im Gebrauch ist.
G. P. BOND kann daher wohl als eigentlicher Begriinder der photographischen
Photometrie angesehen werden.
1m Jahre 1863 untersuchte schlieBlich ROSCOE! die Helligkeitsverteilung
auf del' Sonnenscheibe mit Hilfe der Photographie.
2. Photographische Himmelskarte. Von da an schien die photographische
Photometrie fast 30 Jahre hindurch in Vergessenheit geraten zu sein, obwohl
die Erfindung der photographischen Trockenplatte inzwischen erfolgt war (1871).
Erst das groBe Unternehmen der internationalen photographischen Himmels
karte, welches 1887 in Angriff genommen wurde, zwang dazu, sich wieder mit
diesem Gebiete zu beschaftigen. Man brauchte fUr die Sterne des Kataloges und
der Karten Helligkeitsangaben, und diese konnten nur auf photographischem
Wege erhalten werden; man muBte also eine photographische GroBenklassen
skala schaffen. In der Tat wurden zahlreiche Untersuchungen ausgefUhrt, welche
dieses Ziel im Auge hatten Es handelte sich, den vorliegenden Verhaltnissen
2.
1 London R S Proe 12, S. 648 (1863).
2 CHARLIER, Publ A G Nr. 19 (1889). - CHRISTIE, M N 35, S. 347 (1875); 52, S. 125
(1891). - DONNER, Carte photogr. du ciel, Reunion du co mite international permanent
(1896), S. 70. -- DUNltR, Bull. du comite intern. Carte du ciel 1, S. 453 u. Reunion (1896),
S. 64. - HOLDEN, Bull. du co mite intern. Carte du ciel 1, S. 291, 308; Publ ASP 1, S. 112
(1889). - PRITCHARD, M N 51, S. 430 (1891); London RS Proc A 41, S. 195 (1887). - SCHAE
BERLE, Bull. du comite intern. Carte du ciell, S. 302; Publ ASP 1, S. 51 (1889). - SCHEI
NER, Reunion Carte du ciel (1891), S. 81; Bull. du co mite intern. Carte du ciel 1, S.227. -
AN 121, S. 49 (1889); 124, S. 273 (1890); 128, S. 113 (1891). - TREPIED, Reunion Carte du
ciel (1891), S. 77; Bull. du comite intern. Carte du ciel 2, S. 383. - TURNER, M N 49, S. 292
(1889); 65, S. 755 (1905). - WOLF, Bull. du comiteintern. Carte du ciell, S. 389; AN 126,
S.81 (1890).
Es seien hier einige Durchmesserformeln angefiihrt:
CHARLIER: 11'/ = a - b log D, D = Do'Vt:' Do = con st. (Publ A G Nr. 19)
CHRISTIE: 11'/ = a + 2,5Iog{t - b jln) (1\1 N 52, S. 146 (1891))
KAPTEYN: 11'/ =_._a_ (Cape Photographic Durchmusterung)
b D (D'
+ IX
PRITCHARD: 11'/ = a - blog ·.1~)' = 3,8 (Reunion 1891, S. So)
t to; ,
+
SCHEINER: 11'/ = a bD, D = Doyt (Reunion 1891, S.80)
TURNER: 11'/ = a - biD (M N 65, S·774 (1905))
Es bedeuten: m die Helligkeit in Grbi3enklassen ausgedriickt, t die Expositionszeit,
D den Sterndurchmesser. Die iibrigen Buchstaben sind Konstanten, sie haben abel' in jeder
Formel einen anderen numerischen Wert.
Ziff. 3. E. C. PICKERING. 433
entsprechend, darum, Beziehungen zwischen den Durchmessern der photo
graphischen Sternbildchen und den Helligkeiten aufzufinden, wie es bereits
BOND gemacht hatte. Man brachte aber hierzu visuell beobachtete Hellig
keiteri in Beziehung zu den Sternbildchendurchmessern, kam also weder zur
Herstellung einer rein photographisch-photometrischen (absoluten) Skala, deren
Herstellung die eigentliche Aufgabe der photographischen Photometrie ist, noch
wurden tiefere Einblicke in das Wesen der letzteren erzielt.
3. E. C. PICKERING. Wenige Jahre (1882) Vor Beginn des Himmelskarten
unternehmens hatte E. C. PICKERINGl auf der Sternwarte des Harvard College
die Anwendung der Photographie auf astronomische Aufgaben zu studieren
begonnen, neben anderen auch auf die Fixsternphotometrie. Hierbei erkannte
er zunachst, daB die Messung der Schwarzung der Sternbildchen oder Stern
spuren auf der Platte der Messung der Bilddurchmesser vorzuziehen ist, da di6
Schwarzung nicht nur genauere Werte der Helligkeiten liefert, sondern die
Messungen auch weniger durch systematische Fehlerquellen beeinfluBt werden.
In der Tat ist die Auffassung der immer mehr oder minder verwaschenen Be
grenzungen der Scheibchen nicht immer gleich fiir verschieden helle und Ver
schieden gefarbte Sterne, besonders bei Anwendung der damals meist gebrauchten
Objektive, so daB man auch heute Messungen der Schwarzungen denen der
Durchmesser vorzieht, wenn es sich urn genaueste Beobachtungen handelt.
PICKERING sah ferner ein, daB nur eine rein photographische Skala Von
Wert sein kann, und sein Bemiihen ging (wie das Von G. P. BOND) von Anfang
an dahin, eine soIche zu schaffen. Diese Erkenntnis bildet einen wesentlichen
Fortschritt fiireine Zeit, wo es allgemein iiblich war, die Skalen fiir die Be
stimmung der Sternhelligkeiten durch Benutzung visueller Sternhelligkeiten zu
gewinnen. Die Methoden, weIche PICKERING zu seinen ersten Arbeiten benutzte,
sind freilich nach heutigen Anschauungen nicht geeignet zur Aufstellung einer
absoluten Skala. Er verfuhr namlich so, daB er eine Sterngegend mit verschie
denen Belichtungszeiten aufnahm, die so abgestuft waren, daB jeder Stufe ein
Helligkeitsintervall von 1 entsprach. Hatte er vermocht, die Beziehung zwischen
m
Intensitat, Belichtungszeit und Schwarzung gmau festzulegen, so ware gegen
dieses Verfahren nichts einzuwenden, offenbar ist das aber nicht der Fall gewesen.
Bei einem zweiten Verfahren setzte PICKERING (wie G. P. BOND) kreisrunde
Blenden (Diaphragmen) Vor das Objektiv, deren Durchmesser so gewahlt waren,
daB das Objektiv nach rein geometrischer Rechnung urn 1m , 2m •.• weniger
Li~ht auffangen konnte, als bei voller Offnung. Er photographierte nun wiederum
eine Sterngegend mit verschiedenen Blenden, hielt aber die Belichtungszeit kon
stant und erhielt so die Beziehung zwischen Schwarzung und einwirkender
Intensitat, d. h. die zur Reduktion notige Schwarzungskurve. Auch diese Methode
ware einwandfrei, wenn PICKERING die Lichtschwachung durch die Blenden
experimentell und nicht rechnerisch bestimmt hatte.
Als erste Resultate seiner Arbeiten veroffentlichte PICKERING drei groBere,
rein photographisch-photometrische Kataloge: Helligkeiten der Sterne der Pol
zone, einer Aquatorzone und der Plejaden 2.
Ein weiteres groBes Verdienst PICKERINGS ist es, auf die tJberlegenheit
zusammengesetzter:mehrfacher Objektive gegeniiber den einfachen astronomischen
hingewiesen zu haben. Erstere, mit groBem Offnungsverhaltnis und guter Ebenung
des Bildfeldes, bieten namlich den Vorteil, daB man groBere Himmelsareale durch
eine einzige Belichtung photographieren kann, was mit den astronomischen
Objektiven nicht moglich ist, da deren Bildfeldwolbung recht betrachtlich ist.
An Investigation in Stellar Photography. Mem Amer Acad 11, S. 179 (1886);
1
2 Harv Ann 18, Part VII, S. 119 (1890).
Handbuch der Astrophysik. II. 28
434 Kap.5. G. EBERHARD: Photographische Photometrie. Zifi. 4.
Seltsamerweise hat man diese Dbedegenheit mehrfacher Objektive lange Zeit
hindurch nicht beachtet, obwohl sie auch zur Ortsbestimmung der Sterne gut
geeignet gewesen waren, vielmehr hat man die Aufnahmen fUr die internationale
Himmelskarte noch mit astronomischen Objektiven gemacht. Erst in neuerer
Zeit bedient man sich besonders konstruierter mehrfacher Objektive (z. B. der
Triplets) mit moglichst geebneter Bildflache sowohl fur Orts- als auch fur
Helligkeitsbestimmungen der Sterne.
PICKERING und seine Mitarbeiter auf dem Harvard College-Observatorium
haben bis zur heutigen Zeit in zahlreichen Arbeiten die Methoden der photo~
graphischen Photometrie weiter ausgebautund vervollkommnet und eine groBe
Menge genauer Helligkeitsmessungen ausgefiihrt. Es wird im folgenden noch
oft auf die Untersuchungen PICKERINGS und seiner Mitarbeiter zu verweisen sein.
4. K. SCHWARZSCHILD. Einen fast ebenso groBen EinfluB auf den Ausbau
und die Anwendung photographisch-photometrischer Methoden wie E. C. PICKE
RING hat SCHWARZSCHILD gehabF. Auch er benutzte die Schwarzungen; da aber
die Messung derselben bei so kleinen Flachen, wie es die fokalen Sternscheibchen
sind, schwierig und sehr unsicher ist, zum Teil aus physiologischen Grunden, im
Vergleich zur Messung groBerer Flachen, machte SCHWARZSCHILD, einem Vor
schlag JANSSENS2 folgend, afokale Aufnahmen, d. h. Aufnahmen, die in einigem
Abs.tand vor oder hinter dem Brennpunkt des Objektives gewonnen werden.
Dieses Verfahren gewahrt auBerdem den Vorteil, daB StrukturungleichmaBig
keiten der photographischen Schicht leicht unschadlich gemacht oder doch
wenigstens sofort erkannt werden konnen. Freilich erfordern derartige afokale
Bilder wesentlich langere Belichtungszeiten als fokale, so daB man fur die
schwachsten, mit den heute zur Verfugung stehenden optischen Mitteln eben
noch erreichbaren Sterne doch fokale Aufnahmen machen und die Durchmesser
dieser Sternscheibchen als MaB der Helligkeiten verwenden muB. Spater hat
SCHWARZSCHILD ein anderes Verfahren zur Ausbreitung des Sternlichtes uber
groBere FHichen hin verwendet3• Er setzte zwar die Platte in den Brennpunkt
selbst oder wenigstens in dessen unmittelbare Nahe, erteilte aber der die Platte
enthaltenden Kassette eine derartige zweidimensionale Bewegung, daB statt eines
Punktes eine Zickzacklinie entsteht (Schraffierkassette). Werden die Bewegungen
in den zwei Koordinaten richtig abgestimmt, so daB die feinen durch den Stern
beschriebenen Linien nahe genug aneinander liegen, so entstehen kleine, fast
gleichmaBig geschwarzte Quadrate, deren Schwarzung sich ebenso sicher messen
laBt, wie die guter afokaler Bilder. Fur schwache Sterne kann diese Schraffierll;ng
mehrfach ubereinander ausgefiihrt werden.
Dieses zweite Verfahren SCHWARZSCHILDS hat den Vorzug, daB die optischen
Fehler des Objektives (chromatische Abweichungen, Zonenfehler, Koma usw.),
we1che sich bei afokalen Bildern (besonders in der Nahe des Brennpunktes) in
ungleichmaBiger Schwarzung auBern, nahezu unschadlich gemacht werden. So
kann man mit der Schraffierkassette auch ein wesentlich groBeres Himmelsareal
in einer einzigen Aufnahme erhalten, als es bei afokalen Aufnahmen moglich ist,
da bei diesen die Verzerrung der Bilder und die ungleichmaBige Schwarzung sto
rend werden, sobald es sich urn Sterne handelt, die einigermaBen weit von der
Mitte der Platte entfernt sind. Dies gilt ganz besonders fUr Aufnahmen mit
Spiegeln, we1che nur ein kleines Feld gut abbilden, und ebenso fur die sehr
1 Publ der VON KUFFNERschen Sternwarte 5 (1900).
2 C R 92, S. -821 (1881). Sur la photometrie photographique et son application a l'etude
des pouvoirs rayonnants compares du soleil et des etoiles.
~ MEYERMANN U. SCHWARZSCHILD, Uber eine Schraffierkassette zur Aktinometrie der
Sterne. AN 170, S. 277 (1906) - Uber eine neue Schraffierkassette. AN 174, S. 137 (1907).