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Photographie der Himmelskörper.
abgehaltenen Jahresversammlung der Bri
tischen Gesellschaft zur Förderung der Wis
senschaften wurde eine Daguerreotypdar-
stellung des Mondes von Bond und
W h i p p l e vorgelegt. In Europa machte
ungefähr um dieselbe Zeit Warren de
la Rue die ersten astrophotographischen
Versuche, später folgten Ruthersurd
und Draper in Amerika, Secchi,
Janssen, Lohse u. a. in Europa.
Außer dem Mond und den Planeten
(z. B. Saturn mit seinem Ringsystem)
hat man namentlich auch die Sonne schon
frühzeitig photographiert, teils in regel
mäßigen Zwischenzeiten, um den Flecken
stand derselben zu registrieren (vgl. He
liograph), teils bei Sonnenfinsternissen,
um die Protuberanzen derselben zu er
halten. Letzteres war besonders früher
von Wichtigkeit, als man mit der Be
obachtung dieser Gebilde auf die kurze
Zeit der Totalität von Sonnenfinsternis
sen angewiesen war, weil man das Ver
fahren , dieselben jederzeit mit dem Spek
troskop zu beobachten, noch nicht kannte.
Aufnahmen der lebtern Art erhielten zu
erst Secchi und Warren de la Rue
während der totalen Sonnenfinsternis
18. Juli 1860 in Spanien, wobei sich
auf den photographischen Bildern eine
Anzahl Protuberanzen zeigten, die mit
bloßem Auge nicht beobachtet worden wa
ren. Während des letzten Venusdurch
gangs 1874 hat man ferner Photogra
phien der Sonne angefertigt, um die
Bahn der Venus vor der Sonnenscheibe
behufs Bestimmung der Sonnenpar-
allare (vgl. Parallaxe) festzustellen. Wenn
man nämlich in genau bestimmten Mo
menten Abbildungen von der Sonne ge
wonnen hat, auf denen die Venus als
schwarzer Punkt erscheint, so läßt sich
durch nachträgliche Ausmessung dieser
Bilder die Sehne bestimmen, welche Ve
nus auf der Sonne beschrieben hat. Die
Ergebnisse dieser Methode sind indessen
wenig befriedigend gewesen infolge der
Undeutlichkeit der Venusbilder. Bei die
sen Aufnahmen ist von den Amerika
nern und von Lord Lindsay ein von
dem oben angedeuteten etwas verschie
denes Verfahren angewandt worden.
Sie ließen nämlich die Sonnenstrah
len auf einen Sideroftat (s. d.) fallen,
der sie beständig in derselben horizon
talen Richtung reflektierte. Unmittelbar
vor denselben wurde eine Linse gestellt,
die in etwa 13 m Entfernung ein Bild
von ungefähr 1 cm Durchmesser gab.
Dieses Bild fiel auf die lichtempfindliche
Platte, welche in der Dunkelkammer des
Photographen aufgestellt war, die an ei
ner passenden Stelle eine Öffnung zum
Einlassen der Lichtstrahlen hatte. Der
Photograph brauchte also seine Dunkel
kammer gar nicht zu verlassen, sondern
hatte nur die lichtempfindliche Platte ein
zusetzen und nach der Exposition zu ent
wickeln und zu fixieren. Auch von Fix
sternen hat man schon frühzeitig Photo
graphien gefertigt, namentlich von Dop-
pelfternen, deren Entfernung und Posi
tion man nachher durch Ausmessung der
Bilder finden kann; Bond gibt an, daß
der wahrscheinliche Fehler bei einer sol
chen Bestimmung der Entfernung nur
0,072" beträgt, d. h. ungefähr % des
wahrscheinlichen Fehlers, den Struve für
ähnliche Messungen mit einem Fadenmi
krometer gefunden hat. Auch lichtschwä
chere Objekte, wie Kometen und Nebel,
hat man zu photographieren versucht, und
es ist in der That 1880 dem Amerikaner
Draper gelungen, von der hellsten Par
tie des Orionnebels in der Umgebung des
sogen. Trapezes ein Bild zu erhalten, wel
ches sehr deutlich die flockige Struktur des
selben erkennen läßt (vgl. Orion). Selbst
für diesen lichtkräftigsten Teil des Ne
bels war aber eine Exposition von 50
Minuten nötig; lichtschwächere Partien
von Nebeln zu photographieren, ist noch
nicht gelungen. Wenn man durch Ver
vollkommnung der photographischen Me
thoden auch dies erreicht'haben wird, so
wird man in der Photographie das ein
fachste und zuverlässigste Mittel besitzen,
durch Vergleichung von Abbildungen aus
verschiedenen Zeiten physische Änderungen
in der Konstitution der Nebel nachzuwei
sen. Endlich dient die Photographie auch
zur Darstellung der Spektra der Sonne
und der Fixsterne, ja eS ist sogar gelun
gen, das Spektrnnl des ersten großen Ko-
