312 !Astrophotometrie. 
Ganz eigenthümlich ist ein von SEccHI construirtes Photometer; dasselbe 
beruht auf der bekannten Erscheinung, dass bei einem schnell rotirenden Rade 
der von den Speichen überstrichene Raum je nach der Breite der Speichen 
mehr oder weniger hellgrau gefärbt erscheint. SECCHI benutzt zwei ganz gleiche 
Räder aus geschwärztem Eisenblech, deren 12 sectorenförmige Speichen genau 
so gross sind wie die zwischenliegenden Hohlräume. Durch Verstellen der 
beiden concentrischen Räder gegen einander lassen sich jene bis zu völligem 
| Abschluss verkleinern. Man bringt nun die beiden aufeinander liegenden Räder 
§ so am Fernrohr an, dass ihre Fläche senkrecht zur optischen Axe desselben 
steht und ihre Speichen bei der Rotation das Gesichtsfeld überstreichen. Durch 
Verstellen der beiden Räder gegen einander werden die Hohlräume zwischen 
den Speichen soweit geschlossen, dass bei einer sehr schnellen Rotation des 
ganzen Apparates der Stern, dessen Helligkeit bestimmt werden soll, im Ge- 
sichtsfeld gerade verschwindet. Aus den Grössen der Hohlräume, die nöthig 
sind, um verschiedene Sterne zum Verlöschen zu bringen, lässt sich das Hellig- 
keitsverhältniss der Sterne bestimmen. Die ganze Vorrichtung scheint weder 
vom £rfinder noch sonst Jemandem ausgiebig benutzt zu sein; SECCHI selbst hat 
nur die Helligkeiten ganz weniger Sterne damit verglichen, doch stimmen die 
gewonnenen Resultate mit denen von JoHN HERSCHEL schlecht tiberein. 
Ein zwar sehr sinnreich construirtes, aber aus mancherlei Gründen niemals 
ausgiebig benutztes Photometer ist das von Professor SCHWERD in Speyer erfundene 
und für die Sternwarte in Bonn ausgeführte Instrument. Dasselbe besteht aus 
zwei Fernröhren, von denen das grössere parallactisch montirt ist, während das 
kleinere einmal um die optische Axe des ersteren und mit dieser parallel, und 
dann noch um eine dazu senkrechte Axe gedreht werden kann. Die Winkel, 
um welche das kleinere Fernrohr gedreht wurde, sind an zwei Theilkreisen ables- 
bar, sodass man also, wenn das Hauptrohr auf einen bestimmten Stern gerichtet 
ist, an den beiden erwähnten Kreisen nur Distanz und Positionswinkel eines 
zweiten Sternes in Bezug auf den ersten einzustellen braucht, um den zweiten 
Stern in das Gesichtsfeld des kleineren Rohres zu bringen. Durch Prismen, die 
in geeigneter Weise in beiden Fernröhren zwischen Objectiv und Brennpunkt 
angebracht sind, wird bewirkt, dass die Bilder der beiden Sterne, auf welche 
die Rohre eingestellt sind, in einem gemeinschaftlichen Ocular nebeneinander 
erscheinen und so bequem in Bezug auf ihre Helligkeit mit einander verglichen 
werden kónnen. Das gróssere Fernrobr hat eine freie Oeffnung von 5:2 cz und 
eine Brennweite von 126 cs, wáhrend bei dem kleineren die entsprechenden 
Maasse 2:6 und 63 c& sind, sodass aus bekannten optischen Gründen ein durch 
das gróssere Fernrohr gesehener Stern gerade so hell und so gross erscheint, 
wie ein in Wahrheit viermal so heller, auf den das kleinere Rohr gerichtet ist. 
Um nun solche Sterne, deren Helligkeiten in anderm Verhältniss als dem von 
4 zu 1 stehen, auf gleiche Helligkeit im Ocular zu reduciren, kónnen die Oeff- 
nungen beider Objective durch vorgeschobene concentrische Blenden beliebig 
verkleinert werden, und zwar sind die Oeffnungen der Blenden so gewählt, dass 
durch das Vorschieben der nächst engeren die Helligkeit des Focusbildes um 
q einer Grôssenklasse geschwáücht wird. Dadurch werden also die Focalbilder 
der beiden Sterne auf gleiche Helligkeit gebracht, wührend man die Focalweiten 
der beiden Fernrohre ándern muss, um auch die optischen Scheibchen der beiden 
Sternbilder auf gleiche Grósse zu bringen. Um dies zu erreichen, sind verschieb- 
bare Collectivlinsen zwischen den Objectiven und ihren Brennpunkten angebracht, 
und Scalen eben diejenigen Stellungen derselben an, die den vorgesetzten 
  
  
  
     
   
  
    
   
    
   
  
     
    
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
     
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
    
  
  
  
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