VAI
Astrophotographie. 287
und Zang à = + ang e ist. Die in Klammern gesetzten Faktoren sind logarithmisch
ausgedrückt, und als Einheit für 7 hat die Zeitminute zu gelten. Die e, .. . 0
sind dann in Tafeln mit dem Argumente der Deklination zu bringen. Allerdings
ist diese Reihenentwickelung nur giiltig fiir kleine Stundenwinkel etwa bis zu 14,
aber genaue astrophotographische Aufnahmen werden immer in der Nähe des
Meridians gemacht, und speciell gilt dies von den Platten der photographischen
Himmelskarte.
Der numerische Werth der Constante der Refraction ist in allen diesen
Formeln nicht der gleiche, wie der für Beobachtungen mit dem Auge. Die Luft
bricht Strahlen von verschiedener Wellenlänge verschieden stark, und während
für das gewôhnliche Fernrohr der Brechungsexponent für die gelben Strahlen in
Frage kommt, handelt es sich für das photographische um den für die violetten,
oder genauer, wenn 4 der Betrag der Refraction in 45° Zenithdistanz ist, so ist
‘nach Untersuchungen von PROSPER HENRY
für die Wellenlänge 700 pp. A == 5779
» » » 600 pp A = 58 "11
» » 5 575 v.p. A = 5899
» n » 500 v.p. A = 58'"60
sn » 430 pp A == 59"13
» n»n n 400 pp. A = 59'"42.
Bei der Wellenlinge 575 pp. liegt nun das Maximum der Intensität für das
Auge, bei 430 jenes fiir die Platte, somit ist der in iiblichen Refractionstafeln
angewandte Werth von 4 um 0'"91, d. h. um 4k zu vergrôssern, um jene bei
der Ausmessung von Platten verwenden zu kónnen.
Ausser der Refraction und Aberration sind nun zunüchst bei der Reduction
der Ausmessungen zu berücksichtigen die Distorsion des Feldes, die aber ein für
alle Mal für das Fernrohr untersucht sein muss, und die Deformation der empfind-
lichen Schicht, welche durch Ausmessung des aufcopirten Netzes für jede Platte
besonders bestimmt wird. Es kommen dann die Fehler in Betracht, die durch
unvollbommene Erfüllung der gemachten strengen Voraussetzungen entstehen.
Die Platte kann bei der Ausmessung nicht scharf genug orientirt sein, indem der
Deklinationskreis der Mitte noch einen kleinen Winkel mit der Axe der y bildet;
sie kann im Fernrohr so gelegen haben, dass die Verbindungslinie ihrer Mitte
mit der Mitte des Objectives nicht senkrecht zu ihr stand, es kann der Scalen-
werth nicht richtig angenommen sein, endlich kónnen die Coordinaten des
Nullpunktes um kleine Betrüge fehlerhaft angesetzt werden. Die Summe aller
dieser Fehlerquellen würde, wenn sie bekannt wáren, durch Anbringung von
Verbesserungen von der Form
by + Myx + n,y In x
ly + myx + n,y in y
beseitigt werden. Wir können aber die numerischen Werthe dieser Correctionen
nur aus den auf der Platte vorhandenen, ihren Coordinaten nach schon bekannten
Sternen der Zonenbeobachtungen der Astronomischen Gesellschaft bestimmen.
Es kommen hier die umgekehrten Formeln wie in (8) in Betracht. Hier sind
die Rectascensions- und Deklinationsunterschiede @ und d gegen die Mitte der
Platte bekannt, und es folgen daraus theoretisch die zu messenden x und y,
wenn nämlich 4 = 1 gesetzt wird:
