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ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 189. Nr. 4521. Zur Positionsbestimmung heller Sterne. Von E. Grossmnnn. Der Helligkeitsunterschied der Gestirne erschwert ihre Positionsbestimmung. I) Das Auge ist nicht befahigt, Strecken scharf zu bisezieren ; es begeht hierbei Fehler , die zur Hauptsache von der GroDe der Strecke abhangig sind. In unserem Falle bezeichnen wir diese Fehler mit Helligkeitsgleichung. 2) Bei der photographischen Methode erfordern die Sterne eine verschieden lange Expositionsdauer. Helle und schwache Objekte gleichzeitig scharf zu erhalten, ist ohne besondere Hilfsmittel nicht moglich. Bei starker Uberexpo- sition wird das Bild derartig vergroflert, daO es fur genaue Messungen untanglich wird. Deshalb sind z. B. die Parallaxen- bestimniungen der hellen Sterne auf photographischem Wege rnit Schwierigkeiten verknupft. Die Hilfsmittel zur Elimination der Helligkeitsgleichung sind nicht uberall ausreichend, zum Teil auch unvollkommen. So wird sich rnit Gitterblenden, Irisblenden, Objektivkappen und dergleichen nur eine stufenweise Abbleiidung erreichen lassen; die letzteren haben noch den Nachteil, daO sie nur Teile des Objektivs zur Abbildung zulassen. Auflerdem ist es auch untunlich, die Abblendung bis zu der schwachsten noch zu beobachtenden Grot3enklasse vorzunehmen. Das Reversionsprisma - ebenso die Drehung der photographi- schen Platte um 180' unter dem -4usmefiapparat - kann nur dann genugen , wenn das Sternscheibchen kreisformig und die Lichtverteilung in ihm vollig symmetrisch ist. Zur photographischen Parallaxen - Bestimmung heller Sterne weist Frank SchZesinger I) auf einige Hilfsmittel hin, die ihm aber selbst nicht genugen und die auch wohl kaum Anwendung finden durften. So dachte er anfangs daran, die Platte an der Stelle, an der der helle Stern zur Abbildung gelangt, vorher weniger empfindlich zu machen, oder nach einem Vorschlage von Dr. H. M. Reese die Platte in der gewohnlichen Weise zu exponieren, sie darauf zunachst schwach zu entwickeln bis zum Erscheinen des hellen Sterns, sie an dieser Stelle zu fixieren, um nachher die Entwicklung zu vollenden. Bei seinen Parallaxenbestiminungen blendet Schlesinger den hellen Stern zeitweise ab. Zuerst besorgt er dieses selbst ; da aber dadurch die Fhhrung vernachlassigt wird, stellt er eine automatische Vorrichtung her: Eine rnit Hilfe eines elektrischen Motors rotierende Scheibe wurde vor der Ylatte angebracht; aus ihr war ein Sektor ausgeschnitten, der je nach der GroDe des Parallaxensterns verstellt wurde. Schon wegen seiner Konipliziertheit durfte ein solcher Apparat kaum Nachahmung finden. Von Russel und Rinks 2, ist vor die empfindliche Platte eine Glasplatte gesetzt, die an der Stelle des hellen Sterns einen gefarbten Gelatine -Fleck erhielt, wodurch das Licht dieses Sterns urn etwa 5 'I2 Groflenklassen geschwacht wurde. Auch diese Vorrichtung hat ihre Bedenken. Und wenn gar dieser Fleck nach Jahresfrist, wie die Beobachter sagen, ))contracting, pulled off the surface of the glass((, so daO die Parallaxen der helleren Sterne (> 4"') nur aus Beob- achtungen in zwei Epochen abgeleitet werden mufiten rnit Hilfe der bekannten E.B., so niuO man die Resultate wohl als nicht sehr zuverlassig betrachten, um so mehr, als sich schliefllich ergibt (s X p. 159), daD sich die E.B. der in drei Epochen beobachteten Sterne ron den Katalog-E. B. zum Teil stark unterscheiden, so daO die Beobachter selbst zu dem Schlufl kommen, daD die Einfuhrung der E.B. in die Bedingungsgleichungen stets notwendig ist. Bei dem Registrier-Mikrometer haben die bislang an- gestellten Untersuchungen ergeben, daO die Beobachtungen nicht durch die Helligkeitsgleichung beeinfluat werden. Die von Fr. Cohn ')), OrteZ4) und Courvozsier ') gefundenen Werte sind verschwindend gegen ihre ni. F., d. h. die Helligkeits- gleichung wird uberdeckt durch die Unsicherheit der Piihrung, denn es ist nicht anzunehmen, daO bei dein Registrier-Mikro- meter, rnit anderen Worten, bei einem sich in Bewegung befindlichen Sterne die Bisektion fehlerfrei ist , der Fehler ist physiologischer und nicht psychologischer Natur. Es ist also der kunftige Beobachter keineswegs der Pflicht enthoben, der Helligkeitsgleichung seine Aufmerksamkeit zuzuwenden. Bei ineinen Parallaxenbestimmungen am Munchener Meridian- kreise habe ich dieses durch eine Vorrichtung besorgt, die an Einfachheit nichts zu wunschen ubrig lafit, die mir aber auch zur Leistung guter Dienste bei photographischen Po- sitionsbestinimungen sehr geeignet erscheint, besonders wenn es sich um den AnschluD sehr heller Objekte an schwache handelt. Nach dem Babinttschen Theorem wirkt eine schmale Lamelle vor dem Objektiv eines Fernrohrs in bezug auf die Beugungserscheinungen wie ein Spalt gleicher Breite : Die Intensitat des gebeugten Lichtes ist uberall die gleiche, aufler in der zentralen Richtung, wo das von der freien Objektiv- offnung erzeugte Bild des Sternscheibchens entsteht. Wir er- halten also in der Brennebene zu beiden Seiten des Sterns, senkrecht gegen die Lamelle, eine inehr oder weniger dis- kontinuierliche, allmahlich schwacher werdende lichtlinie, je nach der Breite und, wenn mehrere verwendet sind, nach der Anzahl der Lamellen und ihrer Entfernung voneinander. Auf diese Lichtlinie oder auf einzelne Teile von ihr laflt sich der Mikrometerfaden sehr riel sicherer und fehlerfreier einstellen oder bei Ihrchgangsbeobachtungen halten, als auf das Sternscheibchen. 1st dieses auf der photographischen Pkatte uberexponiert, so ermoglichen die Beugungsspektren noch immer eine scharfe Messung. Es durfte nicht schwierig sein, die Lamellen rnit grofler Genauigkeit so zu postieren, I) Astrophysical Journal Vol. 32 p. 382. ') A. N. Bd. 165. ') Astronomical Journal Vol. 26 p; 147. ' 1 Katalog der A. G., I. Abt., 2. Stuck. ? A. N. Bd. 157. 12

Zur Positionsbestimmung heller Sterne

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Page 1: Zur Positionsbestimmung heller Sterne

ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 189. Nr. 4521.

Zur Positionsbestimmung heller Sterne. Von E. Grossmnnn. Der Helligkeitsunterschied der Gestirne erschwert ihre

Positionsbestimmung. I ) Das Auge ist nicht befahigt, Strecken scharf zu

bisezieren ; es begeht hierbei Fehler , die zur Hauptsache von der GroDe der Strecke abhangig sind. In unserem Falle bezeichnen wir diese Fehler mit Helligkeitsgleichung.

2) Bei der photographischen Methode erfordern die Sterne eine verschieden lange Expositionsdauer. Helle und schwache Objekte gleichzeitig scharf zu erhalten, ist ohne besondere Hilfsmittel nicht moglich. Bei starker Uberexpo- sition wird das Bild derartig vergroflert, daO es fur genaue Messungen untanglich wird. Deshalb sind z. B. die Parallaxen- bestimniungen der hellen Sterne auf photographischem Wege rnit Schwierigkeiten verknupft.

Die Hilfsmittel zur Elimination der Helligkeitsgleichung sind nicht uberall ausreichend, zum Teil auch unvollkommen. So wird sich rnit Gitterblenden, Irisblenden, Objektivkappen und dergleichen nur eine stufenweise Abbleiidung erreichen lassen; die letzteren haben noch den Nachteil, daO sie nur Teile des Objektivs zur Abbildung zulassen. Auflerdem ist es auch untunlich, die Abblendung bis zu der schwachsten noch zu beobachtenden Grot3enklasse vorzunehmen. Das Reversionsprisma - ebenso die Drehung der photographi- schen Platte um 180' unter dem -4usmefiapparat - kann nur dann genugen , wenn das Sternscheibchen kreisformig und die Lichtverteilung in ihm vollig symmetrisch ist.

Zur photographischen Parallaxen - Bestimmung heller Sterne weist Frank SchZesinger I ) auf einige Hilfsmittel hin, die ihm aber selbst nicht genugen und die auch wohl kaum Anwendung finden durften. So dachte er anfangs daran, die Platte an der Stelle, an der der helle Stern zur Abbildung gelangt, vorher weniger empfindlich zu machen, oder nach einem Vorschlage von Dr. H. M. Reese die Platte in der gewohnlichen Weise zu exponieren, sie darauf zunachst schwach zu entwickeln bis zum Erscheinen des hellen Sterns, sie an dieser Stelle zu fixieren, um nachher die Entwicklung zu vollenden. Bei seinen Parallaxenbestiminungen blendet Schlesinger den hellen Stern zeitweise ab. Zuerst besorgt er dieses selbst ; da aber dadurch die Fhhrung vernachlassigt wird, stellt er eine automatische Vorrichtung her: Eine rnit Hilfe eines elektrischen Motors rotierende Scheibe wurde vor der Ylatte angebracht; aus ihr war ein Sektor ausgeschnitten, der je nach der GroDe des Parallaxensterns verstellt wurde. Schon wegen seiner Konipliziertheit durfte ein solcher Apparat kaum Nachahmung finden.

Von Russel und Rinks 2, ist vor die empfindliche Platte eine Glasplatte gesetzt, die an der Stelle des hellen Sterns einen gefarbten Gelatine -Fleck erhielt, wodurch das Licht dieses Sterns urn etwa 5 ' I2 Groflenklassen geschwacht wurde.

Auch diese Vorrichtung hat ihre Bedenken. Und wenn gar dieser Fleck nach Jahresfrist, wie die Beobachter sagen, ))contracting, pulled off the surface of the glass((, so daO die Parallaxen der helleren Sterne ( > 4"') nur aus Beob- achtungen in zwei Epochen abgeleitet werden mufiten rnit Hilfe der bekannten E.B., so niuO man die Resultate wohl als nicht sehr zuverlassig betrachten, um so mehr, als sich schliefllich ergibt (s X p. 159), daD sich die E.B. der in drei Epochen beobachteten Sterne ron den Katalog-E. B. zum Teil stark unterscheiden, so daO die Beobachter selbst zu dem Schlufl kommen, daD die Einfuhrung der E.B. in die Bedingungsgleichungen stets notwendig ist.

Bei dem Registrier-Mikrometer haben die bislang an- gestellten Untersuchungen ergeben, daO die Beobachtungen nicht durch die Helligkeitsgleichung beeinfluat werden. Die von Fr. Cohn ')), OrteZ4) und Courvozsier ') gefundenen Werte sind verschwindend gegen ihre ni. F., d. h. die Helligkeits- gleichung wird uberdeckt durch die Unsicherheit der Piihrung, denn es ist nicht anzunehmen, daO bei dein Registrier-Mikro- meter, rnit anderen Worten, bei einem sich in Bewegung befindlichen Sterne die Bisektion fehlerfrei ist , der Fehler ist physiologischer und nicht psychologischer Natur. Es ist also der kunftige Beobachter keineswegs der Pflicht enthoben, der Helligkeitsgleichung seine Aufmerksamkeit zuzuwenden. Bei ineinen Parallaxenbestimmungen am Munchener Meridian- kreise habe ich dieses durch eine Vorrichtung besorgt, die an Einfachheit nichts zu wunschen ubrig lafit, die mir aber auch zur Leistung guter Dienste bei photographischen Po- sitionsbestinimungen sehr geeignet erscheint, besonders wenn es sich um den AnschluD sehr heller Objekte an schwache handelt.

Nach dem Babinttschen Theorem wirkt eine schmale Lamelle vor dem Objektiv eines Fernrohrs in bezug auf die Beugungserscheinungen wie ein Spalt gleicher Breite : Die Intensitat des gebeugten Lichtes ist uberall die gleiche, aufler in der zentralen Richtung, wo das von der freien Objektiv- offnung erzeugte Bild des Sternscheibchens entsteht. Wir er- halten also in der Brennebene zu beiden Seiten des Sterns, senkrecht gegen die Lamelle, eine inehr oder weniger dis- kontinuierliche, allmahlich schwacher werdende lichtlinie, je nach der Breite und, wenn mehrere verwendet sind, nach der Anzahl der Lamellen und ihrer Entfernung voneinander. Auf diese Lichtlinie oder auf einzelne Teile von ihr laflt sich der Mikrometerfaden sehr riel sicherer und fehlerfreier einstellen oder bei Ihrchgangsbeobachtungen halten, als auf das Sternscheibchen. 1st dieses auf der photographischen Pkatte uberexponiert, so ermoglichen die Beugungsspektren noch immer eine scharfe Messung. Es durfte nicht schwierig sein, die Lamellen rnit grofler Genauigkeit so zu postieren,

I) Astrophysical Journal Vol. 32 p. 382. ') A. N. Bd. 165.

') Astronomical Journal Vol. 26 p; 147. '1 Katalog der A. G., I . Abt., 2. Stuck.

? A. N. Bd. 157.

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Page 2: Zur Positionsbestimmung heller Sterne

hinreichend hell erscheinen. Hei der photographischen Auf- nahme kommen diese Fragen weniger in 13etracht; man

(PMin. I = 2', (PMax. I = 3' etc. und das erste Maximum um 8.5 GroOenklassen schwacher sein als das Sternscheibchen. Wenn man auch die Lamelle innerhalb der zulbsigen Grenzen verbreitert, so wird man doch keine nennenswerten Vorteile erreichen. E i n e 1,amelle reicht also beim Meridiankreise nicht aus, wohl aber im all- gemeinen bei der photographischen Aufnahme. Hier wird es wunschenswert sein, daO die Stellen des Spektrums zu beiden Seiten des Sterns, die sich am besten zur Einstellung eignen, d. h. die moglichst gleiche Intensitat haben wie der schwache Stern, gleichzeitig im Gesichtsfeld des AusmeO- mikroskops liegen. Hiernach wird man die Breite der La- melle zu bemessen haben.

Fur mehrere Lamellen besteht die Gleichung 7 = J '(sin1/2pa: '/ppa)2 (sin'/9mpb: sin'/,pb)*

wo +z die Anzahl der Lamellen und b ihre Entfernung be-

folgen diese Hauptnlaxilna so eng aufe,nander und so nahe bei dem Stern, dafi der Schweif, der

liegen zunrchst

etwa bis zur 4. Griilk, hinreichend deutlich und hell, bei den schwacheren Sternen nur bei sehr guten I3ildern. Aber angcsichts der Tatsache, daO die Helligkeitsgleichung als physiologischer Uisektionsfehler - und als ein solcher ist sie bei dem Registriermikrometer anzusehen im Gegensatz zu ihrer psycho-physischen Natur bei der Tasterregistrierung - bei Strecken sehr geringer Dimension verschwindend ist im Verhaltnis zu der Sicherheit der Bisektion besonders bei sich bewegenden Objekten, erscheint die Gefahr des Auf- tretens der Helligkeitsgleichung bei schwacheren Sternen bci Beobachtungen mit ' dem Registriermikrometer sehr gering. Bei Parallaxenbestimmungen ist sie aber auch nur dann von EinfluO, wenn sie innerhalb der Beobachtungsperiode yon etwa 2 - 3 Jahren veranderlich ist oder wenn sie in den Abend- und Morgenstunden verschieden auftritt, eine Gefahr, die, wie gesagt, wegen des physiologischen Charaktcrs des Fehlers kaum zii befiirchten ist.

1/$pa = (zn+i) r j 2

' / ?pa = ?I . 7z siny = ( n + l / p ) I e / a siny = n.i./a und

n = I , 2 , 3 ' * . .

Welle abhangt. Meridiankreisbcobachtungen erfolgen aber durchweg in der Nahe des Mittelpunkts und wegen der stfirkeren Vergrofierung wird man hier auch kaum iiber das

zogen sind. 1st Jo die Intensitiit des Sternscheibchens bei freier

Objektivoffnung und d der Durchmesser des Objektivs, so ist

berichten. I)ie Kinrichtung hat den Nachteil, daO sie bei unruhigcn

und verwaschenen Hildcrn versagt, wenigstens bei visuellen Reobachtungen; hier sind die Spektren nicht mehr zu er-

GroOenklassen schwacher sein als das Sternscheibchen. Setzen wir d = 140 Inm (mittl. Meridiankreisobjektiv),

a = J mm, 1 = 580pp, so wird

iiberdeckt. Ferner sind bei der erforderlichcn Beschrankung auf

wenige Lamellen die Spektren nur bci den helleren Sternen,

Page 3: Zur Positionsbestimmung heller Sterne

Wie dem aber auch sein moge, fur die helleren Sterne scheint mir die Vorrichtung sowohl bei der visuellen

Munchen, I 9 I I Juni.

Beobachtung als besonders. bei der photographischen Aufnahme beachtenswerte Vorteile darzubieten.

~~ E. Grossmann.

Elemente und Numerierung von kleinen Planeten. Seit der letzten Numerierung (A. N. 4454) sind folgende kleine Planeten mit Nummern versehen worden:

I 90 I Nov. 5 1909 Sept. 2 1

1909 Nov. 9 1909 Nov. 7 1910 Jan. 1 0

I 9 I o Febr. I 4 1910 Marz 5 1910 Juni 5 1910 Juni 5 1910 Juli 1 2

19 1 0 Juli 16 19 10 Okt. 3 1910 Okt. 2

1910 Okt. 6 1910 Okt. 9 1910 Dez. 2 2

I 9 I I Febr. 3 1911 Febr. 3 I 9 I I Febr. 2 8 191 I M&z I

I 9 I I Marz 19 I 9 I I April I 8

Nr.

Kromm & Dubosq P. V. bkgebauer Nicholson & Stotts Davis Snow Berberich Berbncrich Beyberich Palisa Pulisa Pechiile Hopfher CeruZZi Hopfner Stracke Stracke Berbncrich Stl-acke Hopfner Hopfnncr Stracke

1 Stracke

( 7 0 7 )

Entdeckungs- ort

Konigstuh I Konigstuhl Konigstuhl Taunton Taunton Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Wien Teramo Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl Wien Wien Konigstuhl Konigstuhl Konigstuhl

1910 LD ~ Wolf

II

(708) 1 19 I I LJ

entdeckt 11 Berechner

/ Helfrich

Identlfizierung mit Llteren un- nnm. - ~ ~ _ _ Planeten

1908 EU 1902 KQ

1906 VS(?) 7893 U P )

1908 BT(?) 1892 S 1906 SZ

1901 GZ 1909 FO

Von den seit Anfang 19 10 entdeckten, mit provisorischer Bezeichnung versehenen kleinen Planeten, sind nach- traglich mit alteren numerierten Planeten identifiziert worden :

1910 JL = (294) Felicia 1910 KS = (474) Prudentia 1911 LH = (333) Badenia 1910 J N = (273) Atropos 1910 KW = (42) Isis 19 I I LL = (489) Comacina 1910 JR = (231) Vindobona') 19 ro KY = (580) [I905 SE]') 19 1 I LR = (109) Felicitas 1910 JV = (697) [19 ro JO] 1910 KZ = (62) Erato 1911 LT = (158) Koronis') 1910 JW = (389) Industria 1 9 ~ 1 LE = (379) Huenna 1911 LV =- (519) Sylvania I 9 I 0 KR = ( 2 I 6) Kleopatra 1911 LF = (586) [1906 TC] 1911 MB = (471) Papagenal)'

') Identitiit zweifelhaft. ') Im Berliner Jahrbuch 1913 ist statt: 6 +So 5 5 ' zu lesen: -8'55'.

Die Bahnen der folgenden Planeten reichen zur Numerierung nicht aus, werden aber im B. J. gefuhrt werden:

1908 MF. 1910 JY. 1910 KM. Kreisbahn-Elemente (vgl. -4. N. 4522). Kreisbahn -Elemente. Ell. Elemente ( s . C. R. 1 5 2 ) .

1908 Dez. 19.5 1910 April 5.5 19no Marz 5.5 M. Z. Paris u = 338" 19196 u = 356" 14.233 M = 238'52' 17Y2

76 = 2 7 7 36 44.9 i = 2 5 27.68 I i = 14 54.83 I bb = 147 59

5 3 13.0 rU. = 7001.34 p = 654105 i = loga = 0.46980 loga = 0.48960 y = 1 0 49 42.4

7.47 ' 1910.0 2 . 0 11910.0 f i = 'I1 32'65 1 1908.0 66 193

Berberich Berberich p = 885!'65 loga = 0.401831

Fur die Planeten 1910 KY, LB, LC hat Herr Haponowicz (s. A. N. 186.423), fur 1910 LU, LX, LY, LZ Herr Wood (s. A . N. 188.393 - 96) Kreisbahnen gerechnet, die aber ihres ganz provisorischen Charakters wegen unberucksichtigt bleiben.

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