Die Messungs- u. Reductionsmethoden in der astronom. Photographie. ] 27 
nothwendig, die Aenderung der Refractionsconstant'e zu berücksichtigen. 
Man sollte also überhaupt ein für allemal photographische Messungen 
mit der geänderten Refractionsconstante reduciren; ganz unumgänglich 
nothwendig aber ist dies in allen Fällen, wo die Photographie zu ab 
soluten Höhenbestimmungen verwendet wird, wie z. B. bei Benutzung der 
Photographie bei Meridianbeobachtungen. 
Die Form, nach welcher man die Refraction berechnen will, kann 
für die betreifende Messungs- und Reductionsmethode besonders passend 
ausgewählt werden; Schwierigkeiten bereitet aber in allen Fällen, wo die 
Expositionszeiten lang sind, die Frage, für welchen Zeitmoment oder für 
welche Zeitmomente die Rechnung geführt werden soll. 
Für einen Stern der Platte, nämlich für den Haltestern, ist die Re 
fraction vollständig aufgehoben; alle anderen Sterne sind aber in jedem 
Momente mit der Differentialrefraction gegen den Haltestern behaftet und 
beschreiben also wegen der Aenderungen der letzteren kleine Bahnen auf 
der Platte. Die Form dieser Bahnen hängt vom Positionswinkel der be 
treffenden Sterne gegen den Haltestern ab; im allgemeinen sind sie ge 
krümmt und werden mit ungleichförmiger Geschwindigkeit durchlaufen. 
Bei kurzen Expositionszeiten kann man mit genügender Annäherung die 
beschriebenen Bahnen als gerade und als mit gleichförmiger Geschwin 
digkeit durchlaufen betrachten und wird deshalb die Refraction für die 
Mitte der Expositionszeit berechnen. Bei grösseren Expositionszeiten, 
deren Grenze natürlich von der absoluten Höhe der aufgenommenen Ge 
stirne und von der absoluten Distanz abhängt, ist diese Annäherung 
nicht mehr genügend, und es fragt sich nur, was an deren Stelle gesetzt 
werden soll. Diese Frage ist allgemein wohl kaum zu beantworten, und 
selbst im speciellen Falle macht sie grosse Schwierigkeiten, auch wenn 
man sich in Betreff einer vorher zu erledigenden Frage entschieden hat, 
der Frage nämlich, in welcher Weise bei langdauernden Expositionen die 
Form der Sternscheibchen geändert wird, und auf welchen Punkt der 
deformirten Scheibchen man einstellen soll. Zur Beantwortung der 
selben müssen wir uns erst Uber die Grösse der durch die Aenderung 
der Differentialrefraction enstehenden Deplacirungen informiren. Der ex 
tremste Fall würde der sein, dass z. B. beim Anfänge der Exposition 
sich ein Sternpaar im Zenith befindet, beim Ende aber am Horizonte und 
zwar im Positionswinkel 0° oder 180°. Bei einer Distanz des einen 
Sternes gegen den Haltestern von 1 °, welche Distanz wir im Folgen 
den annehmen wollen, würde die Differentialrefraction von Null bis 10' 
wachsen. Hiervon kann natürlich in praxi keine Rede sein; dagegen 
dürfte es schon durchaus möglich sein, bis zu 50° Zenithdistanz zu gehen, 
und damit hätte man eine Verschiebung von 2'.'5; jedenfalls darf man