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und Bni aus:

(8) cos Z B sin Bnz = sin &, cos ym cos Z B cos B m = cos i&.

Leitet man sich also noch mit Hulfe der zweiten Bessel' schen Refractionstafel eine Tafel ab, welche mit dem Argu-

da' d2a' ment: wahre Zenithdistanz die Werthe von - und d5a giebt, so hat man Alles, was zur strengen Berechnung des

d5

Wien-Ottakring, 1901 Dec. 27.

Einflusses der Refraction auf die Distanz zweier Sterne nothig ist. Um auf den Stand der meteorologischen Instrumente Riicksicht zu oehmen, hat man den Coefficienten von s e c B s s e c R d in der Gleichung (2) noch mit B4'yk' zu multipliciren, wobei log @, log y, A' und 1' den Bessel'schen Tafeln entnommen werden konnen.

In den obigen Entwickelungen wird die wahre Distanz beider Sterne als bekannt vorausgesetzt. Diese Bedingung ist erfiillt, wenn die Parallaxe eines Sterns durch heliometrische

1 Distanzmessungen bestimmt wird. L. de BaZZ.

Ueber die Bildscharfe der Fernrohre. Von KarZ Strehl.

Bei wiederholten Gelegenheiten habe ich auf den viel zu wenig beachteten Umstand hingewiesen, dass die Be- trachtung von Doppelsternen zwar im grossen Ganzea zur Priifung der Bildschgrfe dienen konne, zur Ermittelung der letzten feinen Unterschiede aber vollig ungeeignet sei. Im Verlauf nun von Studien iiber die Abhangigkeit der Bildschtirfe von der Form der Beugungsfigur eines leuchtenden Punktes einerseits, dem Grad und der Art der chromatischen Aber- ration andererseits kam ich zu einem directen Beweis fur rneinen Ausspruch, welchen ich, des allgemeinen Interesses wegen, hier mittheilen will.

Auf welche Weise bestimmt man beugungstheoretisch die Helligkeit in einem Punkt innerhalb oder ausserhalb einer schmalen schwarzen Linie, z. B. eines Marscanales? Wir setzen an Stelle des Punktes die Beugungsfigur, welche ihm im Falle des Selbstleuchtens entsprechen wiirde, vor- gestellt nach ihrer Flachenansdehnung und stellenweisen In- tensitiit unter dem Bilde eines (fur gewohnlich drehrunden und mit concentrischen Wallen umgebenen) Berges und ver- sinnbildlichen die schwarze Linie durch einen bodenlosen Abgrund (Spalte), welcher eine Ebene durchzieht. Wir setzen a n dem Ort, dessen Helligkeit wir bestimmen wollen, den Berg auf die Ebene: der Theil, welcher uber dem Abgrund

-zu stehen kommt, stiirzt in diesen hinein; die Masse des ubrigbleibenden Theiles giebt die gesuchte Helligkeit.

Wir wollen nun vorerst mit einfarbigem Licht arbeiten. Nun ist klar: in den Abgrund sturzt dann moglichst vie1 von dem Berg, d. h. die Bschwarzea Linie erscheint moglichsl dunkel, wenn der Berg die aussergewohnliche Form einei Walze hat. Wenn es jedoch ein gewohnlicher, nach einei sanftgeschwungenen Linie abfallender Berg ist, dann erscheinl die Bschwarzea Linie matt. Ohne nun in die Betrachtung der Bedingungen eiazutreten, welche es gestatten, die Beu gungsfigur in dieser ungewdhnlichen Art umzugestalten, mochtc ich blos den Kernpunkt unserer Discussion ins Auge fassen Der gewohnlichen Form des Berges entspricht fur Doppel sterne (mittlere Grosse, gleich helle Componenten) ein Tren nungsvermogeo, dessen Grenze bei 2 = 2.95 (11'06 f u 10 cm Oeffnung und o O/,, Emfindlichkeitsschwelle des Auges liegt. Es lasst sich nun theoretisch nachweisen, dass dei

Erlangen, 1901 December 2.

valzenformige Berg den Halbmesser 2 = z hat, welchem :in Trennungsabstand 2 = 4 (I P44 fiir I o cm Oeffnung, voraus- [esetzt ist die Wellenliinge R = 5 5 0 pp) entspricht. Mit tnderen Worten ; Diejenige Beugungsfigur, welche die grosste 3ildscharfe fur Planetendetail ergiebt, bedingt nicht etwa auch ias grosstmogliche Trennungsvermogen fur Doppelsterne. Nenn man dies ohne weiteres machen konnte, dann mtisste ;ich der Besteller fur eines von beiden entscheiden. Mir will unmaassgeblich scheinen, als sei grosstmogliche Bild- xharfe fur Planetendetail das wichtigere. Gerade in diesem Punkt jedoch haben viele und grosse Ferorohre versagt. Der Umstand, dass manche (besonders grosse) Objective aicht nach der Sinusbedingung construirt sind, sowie das schwer zu vermeidende Auitreten von mechanischen Zonen- fehlern lassen es als nicht undenkbar erscheinen, dass in dieser Hinsicht Verschiedenheiten bestehen, ohne dass man mangds naherer Bekanntschaft und eingehenden Studiums genaueres zu sagen vermochte.

Allein einen weit grosseren Einfluss iibt des weiteren die chromatische Aberration aus, freilich nur auf die Bild- schiirfe von Planetendetail. Denn wean auch die Beugungs- figur der bestcorrigirten hellsten Farbe die bestmogliche ist, dann weichen doch die der anderen Farben wegen der falschen Einstellung hiervon weitaus ab. Das Gesammtbild gleicht niehr und mehr einer weit ausgedehnten sanften Roden- anschwellung stRt einem hohen und schmalen (deshalb steilen) Gipfel, d. h. aschwarzea Linien heben sich kaum noch als Bgrauea Streifen vom hellen Grund ab. Demgegeniiber habe ich friiher nachgewiesen, dass eine nicht iibermassig starke chromatische Aberration das Trennungsverrnogen fur Doppel- sterne so gut wie garnicht beeintriichtigt. Mithin konnen Doppelsterne - was die feineren Unterschiede betrifft - mindestens nur ein hochst einseitiges Vergleichsobject ab- geben. Die Richtigkeit meiner Rehauptung wurde durch die Erfahrung ni t Objectiven aus sogenannten Glasern B ohne secundares Spectrum c vollauf bestatigt.

Es ware demnach zu wiinschen, dass an Stelle der Priifung an Doppelsternen kiinftig diejenige an Planeten- scheiben treten mochte, welche freilich ungleich schwieriger und zeitraubender, allein auch viel belangreicher ist.

KarZ Sir&