263 623 I 264

5 1 0 16 558 17

SvPbhegy bezeichnet, Scr die Greenwicher Sternzeit und L, die Korrektion wegen der Fortpflanzungszeit der elektro- magnetischen Wellen. Hierfur wurden angenommen fur die Stationen : FYB -0Soc5; RET -0S006; FYE -0Soo5; DFW -0S003.

Mittel nach Tab. 4 mit Berucksichtigung der Gewichte : - 1h15m51?467 f o s o ~ o .

Also folgt fur die geographische Lange fur das Zentrum des Pfeilers des Passageninstrumentes der Universitats- Sternwarte Budapest-SvQbhegy :

1h15m51%67 f O!OlO E von Greenwich.

500 16 539 I 7

Tabel le 4. Resultate: I ~ I s ~ ~ I ? . . . ,

1035 Mai 6- 7

-

7- 8 9-10

14-15 15-16 18-19

10-1 I

10-20

Arithmetisches Mittel Anz. d. Beob.-NBchte

FYB

480 5 5 1 2 16 544 I 7 464 17 458 20

466 16 457 16 4 7 4 f I I

8

451 f I 0

Budapest, Astronomisches Institut der Peter-PPzmOny-Universitat, 1936 Juni I 5 .

Uber das photographische Sternbild der Nova DQ Herculis. Auf den photographischen Aufnahmen, die mit einem

ZeiO-Vierlinser von I 20 mm-Offnung und 540 mm-Brenn- weite im ersten Halbjahr 1936 von der Nova Herculis erhalten wurden, ist eine Erscheinung sehr ausgepragt aufgetreten, die an sich nicht unbekannt ist, aber wegen ihrer Bedeutung fur dic Photometrie und fur die Rildentstehung auf der Platte cinigc Rcmcrkung.cn verdient. Sie ist in ahnlicher Weise auch von W. HaZZl) beobachtet worden.

Nard

a

# n I

L . 1 I I

0 100 200 300"

I

Die Abbildung zeigt in 4ofacher VergroBerung das Bild der Nova im Kern durchgeschwarzt, aber umgeben von einem scharfrandigen halbdunklen Kreis von 85" Durch- nicsser. Die Rezeichnungcn der iibrigen Sterne cntsprechen Harvard Bulletin 899. Kcin anderer Stern, weder dieses Bildes noch sonst auf den Platten, weist einen ahnlichen Hof auf. Er koinmt dadurch zustandc, daB die Nova mit sehr groner Intensitat Strahlung in Emissionslinien aussendet, fur die das Objektiv nicht genugend korrigiert, aber das Plattenmaterial

l) AN 258.131. 2, AN 156.253. 7 AN 259.269.

RET I FYE - 451 f I 0

JuZilcs ToZmcir.

Von J. Stobbe. noch geniigend empfindlich ist. Die Erscheinung ist von drei Faktoren abhangig: von der Strahlung des Sterns, von dem Korrektionszustand des Objektivs und der Fokussierung.

Die Bedeutung der beiden ersten Faktoren wurde zu- erst von Max Wogz) richtig erkannt, nachdem RZammarion und Antoniudi2) das Auftauchen einer Nebelaureole um die Nova Persei 1901 gemeldet hatten. Bei der Nova Persei sowohl wie bei der Nova Herculis sind es die Emissionen in den [0 1111-Linien bei A4959 und 5007, die in einem Zer- streuungskreis um den Sternmittelpunkt auf der Platte wirk- sain wurden. Der zentrale Kern entstammt dem Wellenlangen- gebiet uin H, und A 4363 [0 1111, fur den die Kamera fokus- siert ist. Das Nova-Bild konnte genau wie bei dem Tikhof- Tammschen Verfahren eine getrennte Intensitatsbestimmung in zwei Wellenlangenbereichen ermoglichen.

Die Abbildung lehrt ferner, waruni bei kurzbrenn- weitigen Objektiven dieser Art der beste Fokus von der Bild- starke abhangt. Bei geringen Intensitaten ist namlich zu- nachst nur ein kleiner Spektralbereich um 45omp auf der Platte wirksam. Verlangert man aber die Aufnahmezeit oder bestimmt den Fokus aus helleren Sternen, so kommt der ge- samte Plattenempfindlichkeitsbereich bis etwa 510 mp zur Geltung, und man wird als besten Fokus nunmehr den- jenigen Mittelwert ansehen, fur den der Zerstreuungskreis aller beteiligten Wellenlangen am kleinsten ist. Die Brenn- weitenabhangigkeit von der Bildstarke ist also eine Folge der Farbenabweichungskurve des Objektivs.

Durch geeignete Wahl der Brennweite 1aBt sich natiir- lich auch erreichen, daB die Zerstreuungskreise der beiden am Nova-Bild wirkenden Spektralbereiche gleich groB werden und damit der Hof um die Nova verschwindet. Diese Ein- stellung entspricht dem besten Fokus fur stark geschwarzte Sternbilder, aber einer extrafokalen Einstellung fur schwache Sterne. DaB die Farbenabweichungen des Objektivs die Ent- stehung photographischer Sternbilder in diesem Grade be- einflussen, ist auch kurzlich in den Untersuchungen von H. I;iscRer3) gezeigt worden. Der systematische Gang in den Minimalwerten fur die beobachteten Sterndurchmesser in seiner Figur 5 b scheint mir den gleichen Ursprung zu haben.

Kiel, 1936 Juli. J. Siobbe.