Astrophotographie. 283 
Temperatur- und Barometerschwankungen nicht derselbe. Es dürfte sich daher 
allgemein auch hier empfehlen, den Nullpunkt der Positionswinkel aus den 
Coordinaten bekannter Sterne auf dem Cliché herzuleiten. Freilich wird damit 
der sonst vielleicht anscheinend erreichbare, fundamentale Charakter der photo- 
graphischen Bestimmungen aufgegeben. Wir erhalten dann ganz und gar relative 
Bestimmungen, deren Genauigkeit von der der Anhaltsterne abhängt. Von dieser . 
Art der Rectascensions- und Deklinationsbestimmungen wird man aber schwerlich 
je abgehen kónnen, die Grundlage aller bilden die Beobachtungen am Meridian- 
kreis, und nehmen wir nur eine móglichst grosse Anzahl der am Meridiankreis 
absolut oder auch relativ bestimmten Anbaltsterne, so werden wir hier Nullpunkte 
erhalten, die eine grosse Sicherheit besitzen. Die gefährlichsten Fehler sind 
immer hierbei die systematischen, die von der persónlichen Gleichung des 
Beobachters, von der Farbe und Grösse des Sternes abhängen. Nimmt man aber 
Sternórter, die an móglichst vielen Sternwarten, mit verschiedenen Instrumenten, - 
von verschiedenen Beobachtern erhalten wurden, so darf man annehmen, dass 
auch diese systematischen Fehler zum gróssten Theil eliminirt werden. Darin 
ist zugleich auch hier wieder angezeigt, wo und wie weit die astronomische 
Photographie in den Messungen von der direkten Beobachtung abhängig ist. 
Wir kommen jetzt zur Besprechung der drei verschiedenen Methoden der 
Ausmessung und Reduction, und beginnen mit 
I. der Methode, der Ausmessung der Platte nach rechtwinkligen Coordinaten, 
indem wir dabei im Wesentlichen den Ausführungen BAKHUYZEN’s in dem schon 
erwähnten »Bulletin du comite international permanent« folgen. Der von BAk- 
HUYZEN benutzte Apparat ist der REPsoLD’sche, der im Wesentlichen oben be- 
schrieben ist. Um nun die Platte nahezu zu orientiren, wihlt man einen gut 
bestimmten Stern sehr nahe der Mitte der Platte und einen solchen möglichst 
entfernten, und stellt durch Drehung des Positionskreises und durch Bewegung 
der Platte entlang der angebrachten Scala beide zugleich in die Richtung 
zwischen die Fäden des Mikroskopes. Berechnet man nun den Positionswinkel 
des entfernten Sternes gegen den in der Mitte Y 
der Platte liegenden und dreht die Platte mittelst 
des Positionskreises um diesen Winkel, so ist 
die Platte orientirt, d. h., wenn man die Platte : AS 
dann der Scala entlang bewegt, so schreitet der 
auf der Platte gedachte Deklinationskreis ihres 
Mittelpunktes in sich selber fort. Derselbe muss, 
wenn auch vorher bei der Exposition im Fern- 
rohr die Platte gut orientirt war, sehr nahe mit 
einer Linie des aufphotographirten Netzes zu- 
sammen fallen. 
Wir haben nun zu zeigen, wie die Recta- = 
scensionsunterschiede @ und Deklinationsunter- A A e a 
schiede Z der einzelnen Sterne gegen die Mitte (4-101) 
der Platte aus den gemessenen rechtwinkligen Coordinaten x und y abgeleitet 
werden. 
In dem Dreieck S AO (Fig. 104), wo O das Centrum der Platte, S das Bild 
des Sternes bezeichnet, ist & AS O offenbar gleich dem Positionswinkel ? von 
S an O und SO = //ang s, wenn / den Abstand der Platte vom Mittelpunkt 
des Objectivs und s den sphürischen Abstand der Punkte O und S am Himmel 
bedeutet; also folgt aus dem Dreieck: 
S \