berus, Eunostus u. a. wenig veränderliche, zweifellos vorhandene Oberflächen 
gebilde sind und sich einem unbeeinflußten Beobachter heute genau so dar 
stellen, wie sie um die Mitte des vorigen Jahrhunderts von Mädler, Terby, 
Kaiser, Green u. a. gezeichnet worden sind. In betreff aller übrigen Einzel 
heiten, insbesondere der schwachen strichartigen Kanäle und der angeblichen 
Verdoppelungen, ist die Existenzfrage, wenigstens der Form nach, in nega 
tivem Sinne entschieden, seitdem es sich gezeigt hat, daß diese Erscheinungen 
um so undeutlicher werden und um so mehr ihren geradlinigen Verlauf ver 
lieren, je bessere optische Hilfsmittel man zu ihrer Erforschung verwendet. 
Die Kleinen Planeten. Die Kleinen Planeten sind mit wenigen Ausnah 
men so winzige Weltkörper, daß eine Scheibe nicht wahrnehmbar ist, und 
jedes Oberflächenstudium gänzlich ausgeschlossen bleibt. Auch ihre Lichtstärke 
ist meist nicht genügend, um genaue spektroskopische Beobachtungen zuzu 
lassen, so daß die physische Untersuchung dieser fast ausnahmslos zwischen 
der Mars- und Jupiterbahn verteilten Himmelskörper sich allein auf die pho 
tometrischen Verhältnisse beschränkt. 
Die Zahl der Kleinen Planeten beträgt zur Zeit nahe 1000, während sie 
noch im Jahre 1891 etwa ein Drittel dieser Zahl, nämlich 322 betrug, zu der 
sie von der ersten Entdeckung im Jahre 1800 angewachsen war. Diese un 
geheure Zunahme der Planetenentdeckungen ist als unmittelbare Folge der 
Einführung der photographischen Methode in dieses Gebiet anzusehen. 
Das Aufsuchen der Kleinen Planeten war früher eine sehr mühsame Arbeit, 
die darin bestand, daß man von einer Gegend des Himmels, in der Kleine 
Planeten zu erwarten waren (Ekliptik), Sternkarten an verschiedenen Aben 
den anfertigte und miteinander bzw. mit anderen bereits vorliegenden Kar 
ten verglich und dann die auf den Blättern fehlenden Sterne durch Messung 
ihrer Lage auf eine etwaige Bewegung prüfte. In der Mehrzahl der Fälle 
verlief natürlich eine derartige Vergleichung ergebnislos, und selbst ein 
eifriger Planetenjäger wurde selten mit mehr als einer Entdeckung im Jahre 
belohnt. 
Die von M. Wolf im Jahre 1891 eingeführte photographische Methode 
ist hiergegen außerordentlich einfach und kurz. Man photographiert eine be 
stimmte Stelle des Himmels längere Zeit, z. B. zwei Stunden; die Fixsterne 
erscheinen auf der Platte als runde kleine Scheibchen, während ein etwa 
vorhandener Kleiner Planet sich während der Exposition bewegt und sich 
auf der Platte als Strich abbildet, der unter den übrigen Sternen stark auffällt 
(Abb. 178). 
Bei ruhenden Objekten ist die photographische Lichtstärke eines Fern 
rohrs nahe eine unbegrenzte, da sie mit der Expositionszeit ständig, wenn 
schließlich auch nur sehr langsam, zunimmt; bei bewegten Objekten ist das 
nicht mehr der Fall, sondern nach Ablauf einer gewissen Expositionszeit 
wirkt eine Verlängerung derselben nicht mehr im Sinne der Lichtstärke, 
sondern erzeugt nur noch eine Deformation des Bildes. Diese Grenze ist 
erreicht, wenn der Bildpunkt auf der Platte infolge der Bewegung des Ob 
jektes seinen eigenen Durchmesser durchlaufen hat. Die absolute Lichtstärke 
eines Fernrohrs für Planetenbeobachtungen ist also abhängig von Öffnung 
und Brennweite des Objektivs, von der Größe der Eigenbewegung des 
Kleinen Planeten und natürlich auch von dem Luftzustande. 
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