4 
  
     
  
  
  
  
   
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
   
   
     
  
  
  
  
  
  
   
    
    
   
  
   
  
    
Astrophotographie. 
(a — A) cos D = n + [4685575 — 10] mn tang D 
— [8:89403 — 20] #3 fang? D 
+ [889403 — 20] m2% (1 + 3 tang? D) (54) 
— [857960 — 20] mn3 tang D (1 + 3 tang? D) 
—+ [357960 — 20] m3n tang D (2 + 3 tang? D). 
Wir kommen endlich zur dritten Methode, der sogenannten 
III. parallactischen Methode, die von KAPTEYN vorgeschlagen wurde. Die 
Idee, von welcher KAPTEYN ausgeht, ist die folgende: Betrachtet man eine Platte 
aus der Entfernung, welche gleich dem Abstand der Platte von der Mitte des 
Objectivs während der Aufnahme im Fernrohr ist, so kann man, wenn die Ver- 
zerrungen der Schicht als verschwindend vorausgesetzt werden, die wirklichen Sterne 
am Himmel durch ihre Bilder auf der Platte verdecken, und man kann also, wenn 
man das Auge durch den Durchkreuzungspunkt zweier Axen eines Aequatoreals er- 
setzt, auf der Platte ebenso wie am Himmel Rectascensions- und Deklinationsunter- 
schiede messen, falls sich nur die optische Axe, die Stundenaxe und die Deklina- 
tionsaxe genau in einem Punkte schneiden. Dieses Aequatoreal ist mit Stundenkreis 
und Deklinationskreis (beide fein getheilt) und Ocularmikrometer ebenso versehen 
wie ein zum Zwecke astronomischer. Messungen bestimmtes. Die Platte muss 
ihm gegenüber fest vertikal montirt und in ihrer Ebene um einen Positionswinkel 
drehbar sein, der an einer Kreistheilung abgelesen werden kann. Das Aequatoreal, 
dessen Stundenaxe horizontal liegt, ist dann auf einem Tisch aufgesetzt, der um 
eine verticale Axe drehbar ist. Um nun die Beobachtungen anzustellen, klemmt 
man die Deklinationsaxe fest auf die Ablesung, welche der Deklination der 
Mitte der Platte für 1900:0 entspricht, dann dreht man das Rohr um die Stunden- 
axe, sodass es in die Ebene des Horizontes kommt, und hierauf um die vertikale 
Axe, bis die Plattenmitte in der Mitte des Gesichtsfeldes erscheint, und klemmt 
zuletzt die Vertikalaxe. Nimmt man nun auf der Platte zwei bekannte Sterne 
nahe gleicher Rectascension aber recht verschiedener Deklination und bestimmt 
mittelst des Instrumentes ihren bekannten Rectascensionsunterschied für die 
Epoche 1900:0, so muss die Platte mittelst des Positionskreises so lange gedreht 
werden, bis die Messung den bekannten Werth ergiebt; dann ist die Platte 
sehr nahe richtig gegen den Aequator von 1900'0 in Bezug auf das Instrument 
orientirt. 
Man kann nun entweder direkt von allen Sternen die Rectascensions- und 
Deklinationsunterschiede gegen die Plattenmitte ausmessen, dann ist es aber 
nothwendig, die Fehler des Instrumentes, deren nicht wenige bei der grossen 
Zahl von vorgeschriebenen Bedingungen in Betracht kommen, genau zu kennen, 
und ihren Einfluss bei den Messungen zu berücksichtigen. KAPTEYN hat im 
»Bulletin du Comité permanent« pag. 401 eine ausführliche und vollständige 
Theorie der Fehler des parallactischen Instrumentes gegeben, welche hier zu 
reproduciren einem vollständigen Abdruck der umfangreichen Arbeit gleich- 
kommen würde. Will man dei grossen Mühe der Bestimmung dieser Fehler 
und ihrer rechnerischen Berücksichtigung bei den Messungen aus dem Wege 
gehen, so kann man nach dem Vorschlage von GILL auch so verfahren, dass 
man ausser sámmtlichen Sternen der Platte auch sámmtliche Durchschnittspunkte 
des auf sie copirten Netzes misst, und so gewissermaassen das Instrument nur 
zur Interpolation der Sterne zwischen die Maschen des Netzes benutzt. Freilich 
wird dadurch wieder die Arbeit des Messens sehr erhóht, und wenn die Linien 
des Netzes nur 5' (anstatt 10' wie anfangs beabsichtigt) nach dem Beschlusse