Astrophotographie. 
für y = 0 u = 0"-089 
15' 0:093 
30' 0:105 
45' 0:120 
60' 0:141. 
Damit nun die Genauigkeit der Coordinatenmessungen der Sterne in Ueber- 
einstimmung mit der Genauigkeit des Nullpunktes und der Orientirung ist, soll 
angenommen werden, dass die Messungen so genau sind, dass der mittlere 
Fehler einer Coordinate in Bezug auf die Axen den mittleren Maximalfehler 
aus der fehlerhaften Lage der Axen nicht überschreite, also gleich 0'141 sei. 
Wenn der mittlere Fehler einer Pointirung und einer Scalenablesung gleich gross 
sind, so müssten sie beide in obiger Annahme 0'-10 sein. Danach wird also 
der mittlere Werth der zufülligen Fehler in beiden Coordinaten der Sterne, in 
Rectascension und Deklination == 0'-20 im gróssten Kreise sein. Diese Genauig- 
keit zu erreichen ist also Bedingung, wenn die Resultate denen der direkten 
Beobachtung gleichwerthig sein sollen, und dass dies im allgemeinen móglich 
ist, ist von THIELE, GIL1, JAcoBv u. A. hinsichtlich der Messungen in Distanz 
und Positionswinkel gezeigt, von KaPTEYN hinsichtlich der direkten Messung 
von Rectascension und Deklination, von BAKHUYZEN hinsichtlich der Messung 
in rechtwinkligen Coordinaten. 
Was die Bestimmung des Nullpunktes der Positionswinkel betrifft, so ist das 
naheliegendste Verfahren das gewesen, das Uhrwerk des Fernrohres anzuhalten, 
sodass dann ein Stern in Folge seiner täglichen Bewegung die Richtung der 
letzteren aufzeichnet. Indessen hat diese Methode ihre Nachtheile. Es ist zu- 
nächst unbequem, wenn auf der Plattenoberfläche eine Reihe von Linien vor- 
handen sind, die, wenn sie von hellen Sternen herrühren, so stark hervortreten, 
dass sie die Bilder der schwächeren Sterne, die zufällig mit ihnen zusammen- 
fallen, verdecken. Es ist nun wohl vorgeschlagen worden, die Platte zur Zeit 
des Stillstandes des Uhrwerkes durch einen Schirm derartig zu verdecken, dass 
nur der Süd- und Nordrand frei bleiben, auf dem dann ein hellerer Stern seine 
Bahn aufzeichnet. Dabei kommen dann also nur ganz wenige Linien, eine oder 
zwei, zur Bestimmung dieser für alle auf der Platte befindlichen Sterneindrücke 
fundamentalen Grósse in Betracht, und noch dazu liegen diese Linien an Stellen 
der Platte, wo die optische Definition die schlechteste, die Distorsion die grósste 
ist. Dasselbe gilt, wenn auch in etwas modificirter Weise, von dem Vorschlag, 
die Platte in der Weise mit einem Diaphragma zu versehen, dass nur die Ost- 
und Westründer exponirt werden, und dann die Exposition so lange auszudehnen, 
dass der Stern eine Linie an beiden Rändern beschreibt. Dann würde man 
allerdings wohl eine grössere Anzahl Sternspuren erhalten, aber die Nachtheile, 
die aus den photographischen Eindrücken an den ungünstigsten Stellen der 
Platte entstehen, bleiben hier die gleichen, wie vorher. Zudem lässt sich leicht 
zeigen, dass eine solche Bestimmung des Nullpunktes der Positionswinkel für 
jede Platte eine ganz erhebliche Zeit fordert, die natürlich einmal abhängig ist 
von der Oberfläche des Cliches, sodann aber auch sehr rasch mit der Deklination 
zunimmt, da sich die für den Aequator gültige Zeit mit der Secante der Dekli- 
nation multiplicirt. Beispielsweise wird allein diese Operation, wenn sie für 
Aequatorgegenden 15 Minuten fordert, für Sterne von 60° Deklination schon 
30 Minuten in Anspruch nehmen. Während einer solchen Zeit bleibt aber der 
Einfluss der Refraction, selbst wenn die Sterne in der Nähe des Meridians beob- 
achtet werden, wo sich die Höhe ja am wenigsten ändert, doch in Folge der 
  
m.