278 Astrophotographie. 
Riegel zurückgezogen wird, dann lässt sich der Rahmen f einfach herausheben. 
Die Nebenfigur bei % zeigt den Durchschnitt dieses Rahmens /. Die Negative 
werden in denselben eingespannt, und zwar werden sie von unten eingeführt, 
wenn der Rahmen herausgenommen ist. Sie pressen sich mit den Federn %, 4 
an die Vorspriinge 7, z, z an. 
Wenn man mit diesem Apparat Spectrogramme ausmessen will, so muss 
selbstverstándlich, wie bei einem gewóhnlichen Spectralapparat eine Tabelle an- 
gelegt werden, um die Millimeter und Unterabtheilungen in Wellenlidngen ver- 
wandeln zu kónnen. Es ist ferner schon oben bemerkt worden, dass man beim 
Spectrographen auf die Temperatur Rücksicht nehmen muss. Dasselbe gilt auch 
für gróssere Comparatoren in Folge der Variation des Scalenwerthes mit der 
Temperaturdnderung. Der Millimetermaassstab hat seine Normallänge bei 0°. 
Der wahre Werth derselben wird bei ScHuMANN's Apparat gefunden, wenn man 
zu der ausgemessenen Lánge den Betrag des Ausdrucks 
    
    
  
    
   
    
   
  
  
  
   
    
     
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
   
  
  
Z 
— 1000 (Z »« 00181 zum) 
addirt. / ist der Normalwerth des Intervalles in Millimetern, 7 die Temperatur 
in Centigraden beim Ablesen des Mikroskopes. 
Die Photographie wird in der Astronomie mit zunehmender Entwickelung 
immer mehr Anwendung finden. So versucht man mit Hilfe der Photographie die 
Helligkeit der Sterne zu bestimmen, eine Methode, die gewiss ihre Früchte tragen 
wird. Nicht uninteressant ist der Photochronograph, ein in Amerika angegebenes 
Instrument, mit dem man in Verbindung mit einer Contactuhr und unter An- 
bringung desselben an ein Passageninstrument eine Zeitbestimmung oder sonst 
beliebige Sterndurchgánge beobachten und aufnehmen kann. Indessen dürfte es 
hier jedenfalls noch zum mindesten fraglich sein, ob man mit Entwickeln, 
Fixiren, Trocknen und Ausmessen der Platte nicht mehr Zeit verliert, als mit 
der einfachen Berechnung der Sterndurchgänge. Aehnliches dürfte wohl auch 
noch in Betreft der Doppelsternmessungen gelten. 
d) Die Reduction des ausgemessenen Photogrammes. Nachdem im 
Obigen die Hilfsmittel zur Ausmessung der Photogramme und die dabei nóthigen 
Manipulationen besprochen sind, ist im folgenden auseinander zu setzen, wie 
aus den so gewonnenen Abmessungen die Resultate zu erlangen sind, wobei aber 
nur die Ermittelung der endgültigen Sternpositionen behandelt zu werden braucht. 
Diese kann, wie schon mehrfach angedeutet, in verschiedener Weise geschehen. Es 
kónnen 1) rechtwinklige Coordinaten auf der Platte gemessen werden, 2) die Positions- 
winkel und Distanzen, 3) unmittelbar die Rectascensionen und Deklinationen. Alle 
drei Methoden haben ihre Vertheidiger, und da ja die Anwendung der Photo- 
graphie auf die messende Astronomie erst vor einigen Jahren begonnen hat und 
dementsprechend verschiedene Instrumente und Apparate in Vorschlag gebracht 
worden sind, wird nur die Folgezeit entscheiden kónnen, ob einer Methode, 
und welcher ganz besondere Vortheile anhaften. Es wird hierbei namentlich 
ins Gewicht fallen, welche Zwecke man im einzelnen Falle im Auge hat, ob es 
z. B. darauf ankommt, mit móglicht geringem Zeitaufwand selbst auf Kosten 
hóchster Genauigkeit Positionen zu gewinnen (dritte Methode) oder ob anderer- 
seits die möglichste Schärfe der Messung Hauptbedingung ist. 
Besonders hat sich die Theorie der messenden Photographie hinsichtlich 
der Sternpositionen entwickelt mit dem Beginn der photographischen Himmels-