Satellitenbeobachtungen. 
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Wenn nun auch das bisher auf diesem Gebiet gesammelte Material noch 
nicht genügt, um Schlüsse von allgemeiner Gültigkeit daraus abzuleiten, so steht 
doch soviel fest, dass die Hauptursache der systematischen Fehler physiologi 
scher Natur ist und mit der Stellung und den Bewegungen des Auges zusammen 
hängt, während die begleitenden Umstände, die Helligkeit der Bilder und selbst 
ihre Helligkeitsdifferenz, ihre Ruhe und Schärfe u. a. von untergeordneter 
Bedeutung sind. Um so mehr erwächst daraus die Forderung, die Messungen 
in einer ungezwungenen Kopfhaltung zu machen und die Bilder durch ein Prisma 
stets in dieselbe Lage zur Medianebene zu bringen. Wahrscheinlich ist die aus 
gezeichnete Uebereinstimmung, welche Kaiser in Leiden bei seinen Doppelstern 
messungen 1865—1867 an einem Faden- und einem AiRv’schen Doppelbild- 
Mikrometer erzielte, zu einem guten Theil der Benutzung eines Prismas zuzu 
schreiben. Auch dürfte bei der Beobachtung der Richtungen die Einstellung 
auf den Faden, wo sie ausführbar ist, den Vorzug verdienen 1 ). 
Beobachtungen der Satelliten. 
Auf die Bestimmung des relativen Orts eines Trabanten zum Hauptkörper 
ist an dieser Stelle nur noch insoweit einzugehen, als es in einigen Fällen noth- 
wendig wird, die Figur des Planeten und die Beleuchtungsphase zu berück 
sichtigen; das Beobachtungsverfahren selbst ist, bei Anwendung des Faden 
mikrometers — und dieses ist neben dem nur für die hellen Begleiter des 
Jupiter und Saturn verwendbaren Heliometer der geeignetste Messapparat für 
derartige Beobachtungen — das gleiche, wie es im Vorhergehenden erörtert worden 
ist. Nur einige Bemerkungen seien hier noch vorausgeschickt. Man misst ent 
weder Unterschiede in rechtwinkligen Coordinaten, wobei das Fadennetz nach 
der Richtung der täglichen Bewegung oder auch bei Planeten mit bekannter 
Achsenlage nach dem Aequator derselben orientirt wird, oder Positionswinkel 
und Distanzen; in letzterem Falle wird bei dem Hauptkörper die scheinbare 
Mitte eingestellt, im ersteren dürfte, namentlich bei grossem, scheinbaren Durch 
messer, der Anschluss an die Ränder vorzuziehen sein. In allen Fällen sind die 
Beobachtungen möglichst so anzuordnen, dass das Mittel der Zeiten für beide 
Coordinaten nahe gleich und daher die etwaige Zeitreduction klein wird. Wenn die 
beiden Objecte nicht gleichzeitig, sondern nach einander beobachtet werden, wie 
bei Durchgangsbeobachtungen bei ruhendem Fernrohr, so ist bei der Reduction 
die Bewegung des Systems in Rechnung zu bringen. Sind ft und 0 die Sternzeiten 
des Durchgangs des Begleiters und des Hauptkörpers durch den Stundenfaden, 
X und X' die Zunahme der AR. und Declination des letzteren in einer Secunde Stern 
zeit, so wird für die Zeit ft der Unterschied in Rectascension a—vi=(ft—9)(1 — X) 
und für dieselbe Zeit der Declinationsunterschied 0 — D — d — (ft — 0) X', wenn 
d die durch Einstellung der beiden Objecte bei ihrem Durchgang durch den 
Stundenfaden gemessene Differenz ist. Wenn die Satelliten sehr schwach sind, so 
kann es sich nothwendig erweisen, das Licht des Hauptkörpers in geeigneter Weise 
abzuschwächen. So blendete Barnard bei der sehr schwierigen Messung des 
V. Jupiterstrabanten im 36 £ Fernrohr der Lick-Sternwarte das Licht des Planeten 
durch ein die Hälfte des Gesichtsfeldes bedeckendes Stück geschwärzten Glimmers 
ab und beobachtete mit hellen Fäden rechtwinklige Coordinaten, indem einmal 
F. R. Helmert, Der Sternhaufen im Sternbilde des SoßiKSKi’schen Schildes. Publicationen 
der Hamburger Sternwarte N 0 . I. 
t) Vergl. auch H. Seeliger, Ueber den Einfluss dioptrischer Fehler des Auges auf das 
Resultat astronomischer Messungen.