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I. Die Herstellung und Verwerthung von Himmelsaufnahmen. 
auf Ortsveränderungen von 2" bis 3" gefasst sein, also auf Grössen von 
der Ordnung des Durchmessers der kleinsten Scheibchen, die bei schwachen 
Sternen sehr deutlich sichtbar sein würden; bei helleren würden sie zwar 
durch die Ausbreitung der directcn Wahrnehmung entzogen sein, sich 
aber in der Messung natürlich bemerklich machen. Diese Deformationen 
treten erst bei grösserem Abstande vom Mittelpunkte der Platte auf, com- 
biniren sich also mit den durch die Objectivconstruction bedingten, von 
deren Ordnung sie sind. 
Wir haben bereits bemerkt, dass man bei Aufnahmen, die mit richtig 
construirten Objectiven erhalten sind, stets auf den geometrischen Mittel 
punkt der Figur einstellen soll; das muss auch bei der weiteren De- 
formirung durch Refraction aufrecht erhalten werden, es gelangt also 
auch der geometrische Mittelpunkt der Refractionsbalm zur Einstellung. 
Damit ist aber die erstere Frage insofern erledigt, als die Regel nunmehr 
lautet: Bei lange exponirten Aufnahmen soll die Refraction für denjenigen 
Zeitmoment gerechnet werden, in welchem sich der Stern im Mittelpunkte 
seiner durch die Refraction auf der Platte beschriebenen Bahn befand. 
Die Lösung der Aufgabe, den allgemeinen Ausdruck für diese Zeit zu 
finden, wird nicht unbeträchtliche Schwierigkeiten bereiten; man kann 
aber durch etwas umfangreiche Rechnungen in jedem gegebenen Falle 
auf graphischem Wege zu einem genügend genauen Werthe gelangen, 
indem man für einige aequidistante Zeitmomente der Exposition die Be 
träge der Refraction in Rectascension und Declination rechnet, dieselben in 
ein Netz einträgt, dessen Coordinaten die Rectascensionen und Declina- 
tionen sind, durch die so erhaltenen Punkte die Refractionscurve legt und 
deren Mitte bestimmt. 
Dass die Berechnung der Refraction für die Mitte der Expositions 
zeit oder ihre Mittelnalmie für Anfang und Ende der Expositionszeit in 
vielen Fällen durchaus nicht immer eine genügende Annäherung bietet, 
kann leicht durch ein Beispiel gezeigt werden. 
Für einen südlich oder nördlich vom Haltestern gelegenen Stern wird, 
falls die Expositionszeit symmetrisch zum Meridian liegt (der günstigste 
Fall für Aufnahmen in geringen Declinationen), die Refractionscurve an 
nähernd hufeisenförmig, und der Punkt, auf welchen beim Messen ein 
gestellt werden müsste, ist der geometrische Schwerpunkt dieser Figur. 
Rechnet man die Refraction für die Mitte der Expositionszeit, also für den 
Meridiandurchgang, so würde man damit den Scheitelpunkt des Huf 
eisens erhalten, bei Berechnung für die Endzeiten die Mitte der beiden 
Enden. Eine recht gute Annäherung würde man in diesem Falle erst dann 
erreichen, wenn das Mittel der Refractionen aus den drei Momenten An 
fang, Mitte und Ende genommen würde.