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I. Die Herstellung und Verwerthung von llimmelsaufnaliuien. 
= {sec d m — sec d n } 2 + 4 sec d m sec ö n sin — ~ 
oder mit genügender Annäherung: 
= 2 sin V sec sec d n 
T 
. 3 ,, 3 ^ . / d m —(— <3 i2 \" . / Ö m Ö n Pmn 
+ sec* o m • sec* o n • sm| 1 • sm I —I cosec^ - 
d)i \ ~ pmn 
2 ) C0S6C ^ 
Das zweite Glied der Formel ist für nicht zu grosse Abstände vom 
Mittelpunkte sehr klein; für ö m = ö n verschwindet es überhaupt, sobald 
also die gemessene Distanz symmetrisch zum Mittelpunkte liegt. 
Es ist bereits pag*. 26 f. ausführlich darauf hingewiesen worden, wie 
die Construction des Objectivs für die Helligkeitsvertheilung innerhalb 
der seitlich der optischen Axe aufgenommenen Sternscheibchen mass 
gebend ist, und wie hierdurch eine weitere Distorsion entstehen kann. 
Bei allen Objectiven, bei denen die Lichtvertheilung in den seitlichen 
Bildern nicht symmetrisch ist, bei denen die Gauss’sche Sinusbe 
dingung also nicht erfüllt ist, muss eine besondere Untersuchung über 
diese Distorsion angestellt werden, wobei der Punkt der seitlichen Stern 
scheibchen, auf welchen eingestellt werden soll, genau zu definiren ist; 
es wird hierbei am sichersten sein, den Punkt der maximalen Schwärzung 
zu wählen, weil dies derjenige ist, der bei schwachen Sternen noch 
allein zur Abbildung gelangt, und sonst eine Abhängigkeit der 
Distorsion von der Helligkeit der Sterne bestehen bliebe, die wieder be 
sonders untersucht werden müsste. Bei ausexponirten Scheibchen ist 
man auf eine Schätzung dieses Punktes angewiesen, eine geringe 
Abhängigkeit von der Helligkeit wird demnach stets bestehen bleiben. 
Zur Ermittelung der nicht regelmässigen Distorsion hat Gill die 
Aufnahme einiger Stellen des Himmels vorgeschlagen, an denen die 
Sternpositionen behufs Bestimmung der Sonnenparallaxe aus den Parall 
axen der kleinen Planeten Sappho und Victoria besonders gut bestimmt 
sind. Da die Exactheit dieser Sternpositionen mit der Zeit wegen der 
nicht genügenden Kenntniss der Eigenbewegungen stark abnimmt, so ist 
dieser Vorschlag bereits als veraltet zu betrachten; man könnte jetzt 
die Plejadengruppe zu dem Zwecke ebenso gut verwenden. Es empfiehlt 
sich aber, überhaupt eine viel einfachere und von der Genauigkeit der 
Sternpositionen und der Befraction nahe unabhängige Methode anzu 
wenden. Dieselbe besteht darin, Sternpaare in der Nähe des Zeniths 
auszuwählen, deren Componenten gleiche Helligkeit besitzen, und dieselben 
in verschiedenen Lagen zur optischen Axe auf derselben Platte aufzu 
nehmen. Als Maximaldistanz der Sterne wird man mit Vortheil den