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A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
dem von dem Objektivtypus, der Brennweite, der Plattensorte und der Ex 
positionszeit wesentlich abhängt; dementsprechend läßt sich eine bestimmte 
Durchmesserformel nicht ohne weiteres auf ein anderes Instrument Übertragern 
Wohl die häufigste Verwendung haben die empirischen Formeln 
m — a + b log d (Charlier) 
und m = a + bV d (Christie) 
gefunden, wo m die Sterngröße, a und b zwei von Instrument, Platte, Expo 
sitionszeit und Entwicklung abhängige, aus weißen Sternen bekannter Hellig 
keit abgeleitete Konstanten und d den gemessenen Scheibchen 
durchmesser bezeichnet. Bei geringen Helligkeitsdifferenzen wird 
man oft sogar mit der linearen ScHEiNERSchen Formel 
m = a -p bd, • 
auskommen, wo a und b wieder aus bekannten Helligkeiten zu be 
stimmende Konstanten darstellen. 
Da die Sterne ohne Rücksicht auf ihre Helligkeit punktförmige 
Objekte sind, erscheint zunächst ihre Vergrößerung in der photo 
graphischen Abbildung merkwürdig. Es ist eine ganze Reihe von 
Ursachen vorhanden, aus deren Zusammenwirken die Verbrei 
terung der Sternscheibchen resultiert. Man hat zunächst an die 
Reflexion des Lichtes gedacht, die an der Stelle des Bildpunktes von 
den beleuchteten Bromsilberpartikeln nach der Seite hin stattfin 
det; daß dies aber nicht die alleinige Ursache sei, hat M. Wolf 
gezeigt. Er ließ den Bildpunkt eines Sterns auf einen schmalen, 
undurchsichtigen Gitterstrich fallen, so daß auf der Platte über 
haupt kein primärer Lichtpunkt vorhanden war. Trotz 
dem erschienen auf beiden Seiten des Striches die Seg 
mente des Sternscheibchens, und zwar von derselben 
Größe wie bei Aufnahmen ohne Gitterstrich. 
Eine Erklärung der Erscheinung auf Grund der 
üblichen Objektivfehler hat Scheiner versucht. Die 
verbreiterten Sternscheibchen besitzen die Eigenschaft, 
daß sie zuerst, solange sie klein sind, scharf begrenzt 
erscheinen; erst von einem gewissen Durchmesser an beginnt der Rand 
verwaschen zu werden, bis schließlich bei sehr großen Scheiben dieVerwaschen- 
heit eine größere Ausdehnung besitzt als der schwarze Kern. Die Intensitäts 
kurve hat also die Form der in Abb. 119 punktiert gezeichneten steilen Kurve, 
deren Entstehung man sich folgendermaßen denken kann. 
In der Nähe des Bildpunktes B wirken zunächst die Diffraktion d, sphä 
rische und chromatische Aberration (s und c) und innere Reflexion r in der 
Schicht. Diese Intensitätskurven mögen in der Abbildung durch die ausge 
zogenen Linien angedeutet sein; sie erreichen die Wirkungsschwelle schon 
alle nahe beim Bildpunkt. Die fünfte Kurve f möge nun den Tntensitätsver- 
lauf der durch die unregelmäßigen Fehler des Objektivs verursachten Licht 
zerstreuung darstellen; diese Kurve hat die Eigenschaft, erst in weit größerer 
Entfernung von der Achse den Schwellenwert zu erreichen, also sehr viel 
J 
B 
Abb. 119. MulmaßHche 
Entstehung der photogra 
phischen Sternscheibchen.