Astrophotographie. 291 
Führen wir nun mit BEsseL (Astr. Unters. I, pag. 157) statt der scheinbaren 
die wahre Zenithdistanz € ein, nach 
dk 
x tang? { = ktang?z + = lang 2, 
so gehen die Gleichungen (25) und (33) über in 
g— s -— Rs -- xslang?Ceos?(p — g) + Bs? (35) 
T—p=— pisi sin(p — q)es(p—4)— s lang z sin q tang à 
nl! > sel! > > 
+ Àd's + H'33. 
Hierin ist 
B = — k sin l" tang z cos (b — 9)[1 + Zang? cos? (p — 9)] 
A! — Atang z sin(b — q)[1 4- tang? z cos? (5 — q) (36) 
B' = — ksin1"sin(p — q) cos (p — q) tang? z[1 4- tang? z cos? (p — 4)). 
Diese Gleichungen (35) erlauben die Berechnung der Refractionscorrectionen 
in sehr einfacher Weise; 4 und x sind den BzssEU'schen Tafeln zu entnehmen, 
C, z, q, 0 sind die für den Mittelstern der Platte geltenden einfach zu berechnen- 
den Ausdrücke, die also für alle Sterne gleichmássig gelten. Die jedesmalige 
Messung liefert s und /, womit die Correctionen leicht mit Hilfe von Tafeln 
gewonnen werden können. In der Gleichung für x — ? kann das Glied 5's? 
immer bei Seite gelassen werden, da die Messungen der Positionswinkel doch 
nicht dieselbe Genauigkeit haben, wie die der Distanzen. Bei nicht zu grossen 
Zenithdistanzen werden auch die Glieder Bs? und A's vernachlässigt und £ — x 
gesetzt werden dürfen. Endlich ist der Ausdruck 
— ktang z sin q tang à 
eine constante Correction aller gemessenen Positionswinkel und kann, da sie die 
der Anhaltsterne und die der unbekannten Sterne in gleicher Weise beeinflusst, 
überhaupt fortgelassen werden. 
Mit allen diesen Einschrinkungen wird die Refractionscorrection einfach: 
c — s — As[1 + tang?{ cos? (p — 9)] 
æ ; 
RE tang? t sin? (p — q). (37) 
Einfluss der Präcession, Nutation und Aberration. Da Präcession 
und Nutation nur die Lage des Himmelsäquators resp. des Poles verschieben, so 
wird durch sie nur der Deklinationskreis der Mitte der Platte, von welchem alle 
Positionswinkel an gezählt werden, um einen kleinen Winkel gedreht, also alle 
Positionswinkel um eben diesen Betrag gleichmässig verändert, die Distanzen 
aber nicht beeinflusst. Die Aberration hingegen bewirkt ebenfalls eine für alle 
von demselben Stern aus gezählten Positionswinkel constante Drehung, und ver- 
grössert alle von demselben Stern aus gemessenen Distanzen in dem gleichen 
Maasse (BESSEL, Astron. Unters. I, pag. 207). Drücken wir die erforderlichen 
Correctionen in den im »Berliner Astronom. Jahrbuch« für die Berechnung der 
scheinbaren Oerter üblichen Hilfsgrössen aus, so werden die gemessenen Positions- 
winkel und Distanzen auf wahre für den Anfang des Jahres gebracht durch 
Ap = — (a'A + d'B + C+ dD) 
As = s(cC + dD). 
Der Faktor von s ist ebenso wie Ap constant fiir alle Sterne. Ersterer 
kann daher bequem mit der gleich zu erwáhnenden Nullpunktscorrection, letzterer 
mit dem Scalenwerth vereinigt werden. 
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