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В. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Anwendung von zwei Spalten zunächst die beiden von den Komponenten 
erzeugten Streifensysteme einander überdecken und sich gegenseitig ver 
stärken. Es läßt sich aber zeigen, daß sehr wohl ein ganz bestimmter Ab 
stand der beiden Sterne und eine bestimmte Lage ihrer Verbindungslinie 
zu den Spaltkanten denkbar ist, in der gerade ein dunkler Streifen des einen 
Sterns auf einen hellen des anderen fällt, so daß sich beide Streifensysteme auf- 
heben, als ob sich nur ein Spalt vor dem Objektiv befände. 
Um nun jeden Stern und jede nur mögliche kleine Distanz untersuchen 
zu können, sind die beiden Spalte von Michelson derartig vor dem Objektiv 
angebracht worden, daß sie im Positionswinkel gedreht und außerdem ein 
ander meßbar genähert, bzw. voneinander entfernt werden können. Je weiter 
die Spalte auseinandergerückt werden, desto enger rücken die Beugungs 
streifen aneinander, und desto engere Doppelsterne können untersucht wer 
den, schließlich versagen auch die stärksten Okulare, wenn nicht schon vor 
her die Spalte die Objektivränder erreichen. Die letzte Schwierigkeit läßt 
sich wie beim Scherenfernrohr durch Verwendung von weit ausladenden 
periskopischen Spiegeln beseitigen, immerhin bleiben die Untersuchungen 
überaus mühsam und schwierig. 
Ist für einen Spaltabstand a ein Verschwinden der Streifen beobachtet, 
so ist die Distanz d der beiden Sternkomponenten gleich der halben vom 
Objektiv aus gesehenen Streifenbreite für den gegebenen Spaltabstand. Be 
zeichnet Я die Wellenlänge des verwendeten Lichtes und f die Brennweite, 
so ist in linearem Maß . f 
d = 2 а ■ 
Da ein Objektiv vom Durchmesser a eine Trennkraft 
d = 1.22 Я f 
а 
hat (S. 145), so kann man demnach hoffen, mit demselben Instrument selbst 
ohne die vorhin erwähnte periskopische Spiegelvorrichtung die Distanzen auf 
etwa die Hälfte der normalerweise am Okular erreichbaren Werte herab 
zudrücken. 
Trotz der Beharrlichkeit, mit der Michelson an der Idee festhielt und trotz 
der Aussichten, die sie bot, hat es recht lange gedauert, bis sie zu positiven 
Ergebnissen geführt hat. Das erste brauchbare Resultat ist 1919—1920 mit 
dem lOOzölligen HooKERspiegel des Mt. Wilsonobservatoriums von Ander 
son erzielt worden, und zwar an dem hellsten spektroskopischen Doppelstern 
des Himmels, Capelia. 
Bereits bei den ersten Potsdamer Spektralaufnahmen war es bemerkt 
worden, daß manche Spektra von a Aurigae sehr unscharf ausfielen. Camp 
bell und Newall erkannten bald, daß das Scharf- bzw. Unscharfwerden der 
Linien periodisch erfolgt, daß also a Aurigae ein spektroskopischer Doppel 
stern ist. Die Verbreiterung der Linien erfolgt symmetrisch zu ihrer mittleren 
Lage, die beiden Körper müssen also nahe gleiche Geschwindigkeit, demnach 
auch nahe gleiche Masse besitzen. Als Umlaufszeit wurden 104 Tage ge 
funden. Die maximale Winkeldistanz konnte bei der bekannten Parallaxe 
des Sterns auf etwa 0.05" geschätzt werden, sie durfte also für die ameri