280 Astrophotographie. 
relativen Coordinaten einer solchen Sterngegend mit aller nöthigen Genauigkeit 
zu bestimmen. Vor allem werden dazu Heliometermessungen das Material 
bieten, und in dem dieses Instrument behandelnden Artikel wird nachgewiesen 
werden, dass dieselben allen gestellten Bedingungen genügen; damit ist, nebenbei 
bemerkt, auch das Verhältniss der direkten mikrometrischen Ausmessung zur 
photographischen Methode festgelegt. Eine solche Vergleichung der auf dem 
Cliché gemessenen Entfernungen mit den anderweitig ermittelten wird nun eine 
Anzahl von Gleichungen der Form as + 6s? + cs? + .. ergeben, Wo Ss die 
Lineardistanz in einem angenommenen Maass bedeutet, gezählt vom Mittelpunkt 
aus, und wo a, 6, € . . . . zu bestimmende Coëfficienten sind. Man wird nach 
dem Ausfall solcher Untersuchungen entscheiden können, ob das Objectiv voll- 
kommen centrirt ist oder nicht, und gegebenen Falles Correcturen vornehmen, 
bevor man zu weiteren Arbeiten mit dem Fernrohr schreitet. Uebrigens kann, 
worauf GiLL aufmerksam macht, die Untersuchung der Distorsion verwickelter 
sein, als hier angenommen ist. Es können z. B. die nicht symmetrischen 
optischen Ringe bei hellen Sternen einen merkbaren Eindruck auf der Platte 
hervorbringen, sodass der als Mittelpunkt der Sternscheibe angenommene Punkt 
auf der entwickelten Platte verschoben erscheint, bei den schwachen Sternen 
werden dagegen diese Ringe keinen merkbaren Eindruck hervorrufen. Es könnte 
daher bis zu einem gewissen Grade die optische Distorsion als eine Function 
der Sterngrösse erscheinen. Man müsste dann in die betreffenden Gleichungen 
einige Glieder mehr einführen, die vom Durchmesser der Sternscheibe und der 
Entfernung des Sternes vom Mittelpunkt des Feldes abhängen. 
Zur Ermittelung der Deformation der Schicht dient, wie erwähnt, die Aus- 
messung des Netzes in allen Schnittpunkten und die Vergleichung mit dem 
Originalnetz. Man hat dabei als einfachstes Mittel zur Constatirung einer 
Deformation vorgeschlagen, das Originalnetz auf das Bild des Netzes zu legen 
und event. alle Platten, die hierbei eine Deformation zeigten, zu verwerfen, sodass 
eben nur die Platten, die eine vollständige Coincidenz der Linien lieferten, als 
brauchbare zu bezeichnen und einer mühevollen Ausmessung werth wären. In- 
dessen würden damit oft Platten verworfen werden, die bei gehöriger Ausmessung 
der Netzpunkte sehr wohl brauchbare Resultate liefern können, vorausgesetzt 
nur, dass die Schicht nicht geradezu gesprungen und verletzt ist. Wenn die 
Netzlinien nahe genug sind, erhält man die Deformation mit stets ausreichender 
Sicherheit und man kann sich dann ebenso wie übrigens auch für die Berück- 
sichtigung der Distorsion Tabellen anlegen, die die nothwendigen Verbesserungen 
in einfacher Weise ergeben. 
Die dritte Fehlerquelle lässt sich nach einem Vorschlage von GL durch 
eine besondere Montirung der Platte wenigstens fiir eine grosse Anzahl Platten 
constant machen, sodass ihr der Einfluss eines zufälligen Fehlers genommen wird. 
Von Wichtigkeit ist besonders die Bestimmung des Scalenwerthes. Den 
gewöhnlichen Werth erhält man ebenfalls durch die Ausmessung bekannter 
Sterndistanzen, und zwar kann man entweder besondere Aufnahmen sternreicher 
Gegenden machen, oder auch den Werth aus der Gesammtheit aller auf der 
Platte befindlichen bekannten Sterne ermitteln, die zugleich, wie nachher an- 
gegeben wird, zur Ermittelung des Nullpunktes auf der Platte führen. Es 
schwankt nun aber dieser Scalenwerth, mag er noch so gut bestimmt sein, mit 
der Temperatur, und man würde der obigen Gleichung für den Winkelwerth 
der vom Centrum der Platte aus gezihlten Linearmessungen noch ein Glied s-Aa 
hinzufügen müssen, wo eben Aa einen kleinen zu bestimmenden Faktor bezeichnet,