ii4 Beobachtende Astronomie. Oeffnung betrachteten Sternes an Grösse von demjenigen Bilde verschieden, j welches dasselbe Fernrohr bei normaler Oeffnung zeigt; zweitens sieht man die Bilder der beiden Sterne nicht gleichzeitig, wodurch Täuschungen Vorschub geleistet wird. John Herschel suchte die Beobachtung dadurch zu erleichtern, dass er mittelst eines Reflexionsprismas von einem Planeten ein Spiegelbild er- j zeugte, welches durch eine Convexlinse von sehr kurzer Spannweite in einem Punkte vereinigt wurde. Dieses Bild gab nun als »Vergleichsstern« die Basis zur Bestimmung der Helligkeits-Unterschiede. Zu diesem Ende wurde durch eine . entsprechende Vorrichtung das Vergleichsbild in die Nähe des betreffenden Fix- j sternes gebracht und das Auge so weit vom Ocular entfernt, bis beide Licht- quellen gleich hell erscheinen. Ihr Helligkeitswerth verhält sich dann zu einander, wie umgekehrt die Quadrate der Entfernung vom Brennpunkte der Linse. Auch diese Methode entsprach nicht der Präcision, deren man bedurfte, ; um den Helligkeitsverhältnissen grundlegenden Werth zu geben. Die Unter- suchungen verschiedener Astronomen hatten ergeben, dass das Verhältniss der Lichtstärken der einzelnen aufeinanderfolgenden Classen nicht constant ist, sondern abnimmt. Hierbei ergab sich zunächst folgende Reihe: Verhältniss der j i. zur 2. Grösse — 375; der 2. zur 3. — 2’25; der 3. zur 4. = 2'20; der 4. zur 5. = 1'95. Johnson kam zu dem Schlüsse, dass das Verhältniss zweier aufeinander folgender Grössen 0'424 sei, so dass man, wenn n die Grösse des [ Sternes bezeichnet, seine Helligkeit, beziehungsweise die Helligkeit eines Sternes j 1. Grösse durch oqzqn—1 ausgedrückt ist. Indem er später seine eigenen Be- I obachtungen mit denen von Struve, Argeiander, J. Herschel u. A. verglich, fand er ein Mittel als Verhältnisszahl der Helligkeit eines kleineren zu der eines I grösseren Sternes = 0412, oder des grösseren zu der des kleineren = 2'43. j Andere Beobachter erhielten abweichende Werthe, was nicht Wunder nehmen I kann, da die Sterne, auf welchen die Beobachtungen basiren, an Anzahl und Grösse abweichen. Die Apparate und Vorrichtungen, welche nachmals für Helligkeitsmessungen am Sternenhimmel ersonnen wurden, führen den Namen Astrophotometer. Der erste derselben war jener Steinheil’s (1835), bei welchem Instrumente das Objectiv gleich ; dem eines Heliometers diametral durchschnitten ist, und zwar derart, dass sich jede Hälfte durch einen Schieber dem Ocular nähern oder von demselben entfernen lässt. Hat man auf diese Weise für zwei Sterne ein gleiches Helligkeitsverhältniss er- halten, so ergiebt sich, dass dieses letztere direct proportional ist den Quadraten der Verstellungen des Oculars (von derjenigen Stellung aus gerechnet, in welcher das Auge ein deutliches Bild des Sternes sieht), durch welche bewirkt wird, dass beide Sterne gleich hell erscheinen. Um sich zu vergewissern, dass hierbei keine Täuschung unterläuft, muss die Möglichkeit geschaffen werden, dass beide Sterne zugleich nebeneinander dem Auge wahrnehmbar werden. Man erreicht dies durch totale Reflexion an den Hypothenusenflächen zweier rechtwinkeliger Glaspris- men, wodurch die Strahlen beider Sterne in das Fernrohr geworfen werden, wobei letzteres senkrecht auf die Ebene des durch beide Sterne gelegten grössten Kreises gestellt ist. Da das Objectiv, wie erwähnt, durchschnitten ist, so würden die Lichtscheiben, in welche man auf diese Weise die Fixsterne verwandelt, halbe Kreise sein, wenn das Licht frei auf die beiden Objectivganz- hälften fiele. Es befindet sich aber zwischen den Prismen und dem Ob- jecte für jede Hälfte des letzteren eine Art von Diaphragma, so dass immer ein dreieckig begrenzter Raum der Objectivhälfte von den Sternen erleuchtet wird. Die Lichtfläche, welche man bei Verschiebung des Objectives sieht, wird daher gleichfalls von einem Dreieck begrenzt. Bringt man beide Dreiecke mit den Hypothenusen aneinander und macht sie durch Verstellung der Objectivhälften gleich hell, sowie durch entsprechende Stellung der dreieckigen Oeffnung gleich gross, so bilden sie zusammen ein gleichmässig erleuchtetes Quadrat. Von den beiden Prismen ist das eine beweglich, so dass beliebige Sterne mit einander combinirt und gemessen werden können. Steinheil nannte dieses Instrument Prismen-Photometer. Durch die Unter- suchungen Seid el’s (in den Jahren 1844—1848) hat es sich ge- zeigt, dass man bei Benützung dieses Instrumentes nicht unter Sterne 4. Grösse herabgehen könne, da sowohl durch das ge- theilte Objectiv als durch die Prismen die Lichtintensität sehr abgeschwächt wird. Schwend hat ein Astrophotometer construirt, welches aus zwei Fernrohren von sehr ungleicher Oeffnung besteht, welche parallaktisch montirt sind, und zwar derart, dass sich das kleinere gegen das auf der Declinationsachse festgemachte grössere Rohr durch zwei Achsen beliebig verstellen lässt. Da die Oculare sehr nahe aneinander liegen, so lassen sich mit diesem Instrumente Sterne von bedeutendem Abstande am Himmel zu vergleichenden Helligkeits-Messungen heranziehen. Das Helligkeitsverhältniss selbst wird dadurch bestimmt, dass das Objectiv des grösseren Rohres, in welchem der hellere Ver- gleichsstern sichtbar ist, so lange abgeblendet wird, bis beide Sterne gleich hell erscheinen. Die Helligkeiten beider Objecte sind dann den Quadraten der Durchmesser beider Objective um- gekehrt proportional. Das ausgezeichnetste Instrument zur Bestimmung der Licht- quantitäten der Fixsterne ist das von Zöllner construirte Polarisations-Astrophotometer, mit welchem absolute Messungen vorgenommen werden können, während die bisher beschriebenen Apparate nur relative Messungen zuliessen. Seine erste Anwendung verdankt dieses Instrument einer auf die Helligkeitsbestimmung der Fixsterne bezüglichen Preisaus- schreibung der Akademie der Wissenschaften im Jahre 1855. Das grundlegende Princip in der Construction dieses Astrophoto- meters beruht auf der Erzeugung künstlicher Sterne von con- stanter Helligkeit, die durch Spiegelung auf demselben Hinter- gründe wie das Bild des natürlichen Sternes erscheinen und deren Lichtintensität (und nebenher auch die Farbe) durch Drehung zweier Nico l’scher Prismen und eine Platte aus Berg- krystall den natürlichen völlig gleich gemacht werden können. Die relativen Lichtmengen zweier auf diese Weise gemessener Sterne verhalten sich dann wie die Quadrate des Sinus des an Intensitätskreise abgelesenen Drehungswinkels. Man kann dieses Photometer an jedem Fernrohre — also auch an sehr kräftigen — anbringen, wodurch die Möglichkeit geboten ist, selbst bei kleinsten Sternen Helligkeitsmessungen anzustellen. Die Abbildung (Fig. 228) veranschaulicht den Urtypus dieses Photometers, wie er in Zöllner’s Werk »Grundzüge der Photometrie des Himmels« dargestellt und beschrieben ist. In dem unteren Theil des Fernrohres A ist eine Spiegelplatte unter einem Neigungswinkel V011450 angebracht. Diesem durchsichtigen Spiegel gegenüber ist das Rohr seitlich durchbrochen, so dass dem Beobachter in o die in a befindliche feine Oeffnung, welche durch eine nebenan befindliche constante Lichtquelle erleuchtet wird, durch Reflexion in der Achse des Fernrohres als Stern erscheinen muss. Durch Verschiebung des Objectives in der Richtung der Längsrichtung des Instrumentes kann man es leicht dahin bringen, dass die Vereinigungspunkte von parallel auffallenden Strahlen mit dem Bildpunkte genau in einer Ebene liegen, so dass man sowohl das gespiegelte als das durch die Linse erzeugte Bild gleich scharf sehen muss und durch Be- wegung des Rohres den leuchtenden Punkt mit jedem anderen Objecte zur Deckung bringen muss. Die in der horizontalen Achse gelegenen Theile des Apparates beschreibt Zöllner wie folgt: »Ein bei a durch eine circa 0’2 Millimeter weite, kreis- förmige Oeffnung eintretender Lichtkraft hat auf seinem Wege bis zur durch- sichtigen Spiegelplatte (Z?) drei Nicol’sche Prismen (n‘ n“ u“‘) zu passiren. Wird das Fernrohr (A) um seine horizontale Achse gedreht, so bleibt, wie aus der Zeichnung ersichtlich ist, die Lage sämmtlicher Prismen zur Spiegelplatte (8/ unverändert in derselben Lage, so dass, wenn bei a vollkommen unpolari- sirtes Licht austritt, die Intensität der von den spiegelnden Flächen reflectirten Strahlen durchaus ungeändert bleibt. Vermittelst der Handhaben F und F‘ lässt sich der vordere Theil mit den beiden Prismen n und n‘ um die horizontale Achse drehen und die Grösse der Drehung an den in 360° getheilten Kreisen K K‘ mit Hilfe eines Nonius bis auf sechs Minuten ablesen. Dieser Kreis ist mit doppelter 1 heilung versehen, und die dem Index zugekehrte geht blos von Grad zu Grad und dient dazu, um mit Hilfe des constant befestigten Index I die Höhe des beobachteten Gestirnes zu bestimmen. Bei horizontaler Stellung des Fernrohres zeigt dieser Index auf o', so dass man unmittelbar die Höhe des Sternes ablesen kann. Während das Prisma n‘“ stets seine unveränderte Lage zum Spiegel