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Heliometer. 9 
lesungen. Soll die Lage des Trabanten eines Planeten gegen den letzteren 
bestimmt werden, so wiirde es am einfachsten sein, das Bild des Trabanten 
nach dem Augenmaass in die Mitte des von der anderen Hälfte herriihrenden 
Bildes des Planeten zu stellen, jedoch ist man dabei zu sehr auf das Augenmaass 
angewiesen und man wird daher in den meisten Fällen besser thun, mit BESSEL 
den Trabanten nach einander auf zwei einander gegenüber stehende Punkte 
des Randes zu bringen, indem man ihn vorher nach dem Augenmaass in die 
Mitte des Planeten einstellt und ihn dann durch Drehung in Position oder 
in Distanz je nach dem Zweck der Messung auf den Rand bringt. Ist das 
Licht des Planeten zu hell gegeniiber dem des Trabanten, so dass letzterer 
überstrahlt wird, so kann man die den Planeten abbildende Objectivhálfte mit 
einem feinen Drabtgitter überdecken. Bei der Bestimmung der gegenseitigen 
Lage zweier, weit entfernter Sterne kann das für Doppelsterne beschriebene Ver- 
fahren nicht mehr zur Anwendung kommen, da man nicht mehr alle vier Licht- 
punkte im Gesichtsfelde übersieht, sondern nur zwei, nümlich bei einem Stern- 
paare a 5 etwa das vom Objectiv I entworfene Bild von «4 und das von II 
entworfene Bild von 2. Das einfachste Verfahren würe nun offenbar, diese beiden 
Bilder unmittelbar mit einander zusammenfallen zu lassen und bei verschiedener 
Richtung der Schraubendrehung und mit Durchschrauben zusammen vier Ein- 
stellungen zu machen. In Wirklichkeit ist dieses Verfahren aber nicht zulässig, 
denn bringt man etwa eine kleinere Sternscheibe auf eine gróssere, so fehlt 
jedes Urtheil darüber, ob die Bedeckung der Bilder eine centrale ist. Es tritt 
deshalb nachfolgendes Beobachtungsverfahren an die Stelle. Man nähert die 
beiden Sternbilder einander und führt bei Distanzmessungen mit der Positions- 
schraube kleine Schwankungen aus, so dass die Sternbilder bald nach der einen, 
bald nach der anderen Seite ein wenig von einander abweichen, und wird dann 
bemerken, dass der Weg, den ein Lichtpunkt gegen den anderen beschreibt, 
als gerade Linie erscheint, wenn die Punkte in der Ruhelage sich genau bedecken 
würden. Nach Vollendung einer Messung bringt man die Bilder zuerst absicht- 
lich nach der entgegengesetzten Seite etwas aus einander, und bei der Messung 
der Positionswinkel verfährt man ganz ähnlich, indem man dann die Einstellungen 
durch Schwingungen mit der Distanzschraube prüft. 
Dieses Beobachtungsverfahren führt bei Messungen entfernter Sternpaare 
erfahrungsgemäss zu sehr genauen Resultaten, dagegen unterliegt es einer Be- 
schränkung bei kleineren Sternabständen. Sieht man nämlich beide von einer 
Hälfte entworfenen Sternbilder im Gesichtsfelde , so ist es vorzuziehen, die 
Sternbilder in der Ruhelage des Instrumentes mit einander zu vergleichen, indem 
man z. B. das Bild des Sternes 4 der Hálfte II so neben das Bild des Sternes à 
in der Hálfte I setzt, dass ein rechtwinkliges Dreieck mit einer so kurzen 
Cathete entsteht, dass man gerade im Stande ist, ihre rechtwinklige Stellung zur 
làngeren Cathete a5 beurtheilen zu kónnen und zwar so, dass man etwa bei der 
ersten Messung 4 über 2 und bei der zweiten 4 unter 2 setzt. Mit Hilfe der am 
Positionskreise abgelesenen Amplituden kann man dann die kleine Reduction, die 
aus der Ausweichung im  Positionswinkel entsteht, berechnen (siehe darüber 
ScHUR, »Astronomische Nachrichten«, Bd. 94). Etwas anders hat J. FRANZ bei 
seinen Messungen weiterer Doppelsterne am Königsberger Heliometer verfahren, 
indem er die vier Sternbilder zu einem Trapez mit einer sehr kurzen Diagonale 
vereinigt, und es lässt sich zeigen, dass in diesem Falle eine Reduction wegen 
der Grôsse der Amplitude in Positionswinkel nicht erforderlich ist (»Astronom. 
‘Nachr.«, Bd. 111).