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andrer Astronomen besteht, die sich mit Sternphotographie beschäftigt haben.
Mit dieser photographischen Aufnahme des Himmels sollen zugleich Helligkeitsmessungen der Sterne verbunden werden. Unter übrigens gleichen Umständen erzeugt nämlich ein Stern ein um so größeres Bild auf einer lichtempfindlichen Platte, je größer seine Lichtintensität ist, und wenn das Verhältnis der Intensitäten der sichtbaren und der photographisch wirksamen Strahlen bei allen Sternen das gleiche wäre, so ließe sich eine allgemein gültige Formel für das Verhältnis zwischen dem Durchmesser des photographischen Sternbildes und der Sterngröße für ein bestimmtes photographisches Verfahren finden.
Da aber die Spektren der Sterne außerordentlich mannigfach zusammengesetzt sind, so läßt sich eine solche allgemein gültige Beziehung nicht aufstellen. Das Auge [* 2] ist besonders empfindlich für die Strahlen zwischen den Fraunhoferschen Linien B (im roten Teil des Spektrums) und G (an der Grenze von Indigo [* 3] und Violett), während der Eindruck auf der photographischen Platte abhängt von dem Reichtum an Strahlen zwischen den Linien F (im Anfang das Blau) und N (im unsichtbaren, ultravioletten Teil des Spektrums).
Sterne mit einem großen Reichtum an roten und gelben Strahlen können deshalb photographisch schwach wirkend sein, und in der That geben die gelben und roten Sterne, welche zusammen den dritten Teil aller Sterne ausmachen, photographische Bilder von verhältnismäßig kleinem Durchmesser. Es ist daher nicht unwahrscheinlich, daß man in Zukunft die photographische Photometrie [* 4] ganz von der optischen trennen und in den Sternkatalogen außer der optischen Größenklasse auch die photometrische Helligkeit jedes Sternes angeben wird.
Von besonderer Bedeutung erscheint die Photographie für die Untersuchung der Nebel und Sternhaufen, für welche Objekte man bis vor kurzem lediglich auf das Zeichnen am Fernrohr [* 5] angewiesen war. Bei dem großen Spielraum, welcher hierbei der individuellen Auffassung gelassen ist, hat es oft außerordentliche Schwierigkeiten, die Angaben und Abbildungen der verschiedenen Beobachter miteinander zu vereinigen, besonders wenn sie auch noch mit verschiedenen Instrumenten beobachtet hatten.
Veränderungen an Nebeln nachzuweisen war kaum möglich, solange man auf Beobachtungen mit dem Auge angewiesen war. Aber auch die Erkennung der Struktur der Nebel mit dem bewaffneten Auge hat oft ihre großen Schwierigkeiten, da das Aussehen gar zu wesentlich von der Lichtstärke des Instruments abhängt, während diese Schwierigkeit bei der Photographie durch die lange Dauer der Belichtung beseitigt wird. Lange Zeit war es z. B. streitig, ob der berühmte Nebel in den Jagdhunden (vgl. Tafel »Nebelflecke«, [* 6] Bd. 12, [* 1] Fig. 5) wirklich die ihm von Herschel zugeschriebene, spiralförmige Struktur habe, die in mittlern Fernrohren nicht erkennbar ist.
Eine photographische Aufnahme mit einem verhältnismäßig kleinen Instrument reichte aus, diese Frage zu bejahen. Was aber die Photographie auf diesem Gebiet zu leisten verspricht, das zeigt die Vergleichung der beiden Abbildungen des schon dem bloßen Auge sichtbaren Nebels in der Andromeda, deren eine nach einer ältern Zeichnung von Trouvelot, deren andre aber nach einer photographischen Aufnahme dieses Nebels hergestellt ist, welche Roberts durch vierstündige Belichtung erhalten hat. Man sieht aus dieser Abbildung, daß der Nebel aus einzelnen Ringen besteht, welche konzentrisch um einen hellen Nebelknoten liegen; der Beobachter sieht schräg auf dieses System und erhält so einen Anblick, ähnlich dem Saturn mit seinen Ringen. Einzelne pla-
[* 1] ^[Abb.: Der Andromeda-Nebel, nach einer Photographie von Roberts.]
[* 1] ^[Abb.: Der Andromeda-Nebel, nach einer Zeichnung von Trouvelot.] ¶
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netenartige Verdichtungen der Nebelmaterie vervollständigen das Bild, welches, lebhaft an die Kantsche Weltbildungshypothese erinnernd, uns gleichsam die Umbildung einer Nebelmasse in ein Sonnensystem vor Augen führt. Kürzlich ist es auch Andoyer und Montangerand in Toulouse [* 8] gelungen, den Ringnebel in der Leier (vgl. die Tafel »Nebelflecke«, Bd. 12, [* 7] Fig. 7) und seine Umgebung mittels einer auf mehrere Nächte verteilten Belichtung von 9 Stunden zu photographieren. Das Bild zeigt auf einer Fläche von 3 Quadratgrad 4800 Sterne.
Auch die Anwendung der Spektralanalyse [* 9] auf die Stellarastronomie wird wesentlich gefördert durch die Photographie. Wenn es sich darum handelt, das Spektrum eines Sternes mit demjenigen einer ruhenden Lichtquelle zu vergleichen, um nach dem Dopplerschen Prinzip (vgl. Spektralanalyse, Bd. 15, S. 121) aus der Verschiebung der Linien des erstern nach dem Rot oder Violett auf eine von uns weg oder auf uns zu gerichtete Bewegung des Sternes zu schließen, so bereitet die beständig scintillierende Bewegung der Linien des Sternspektrums große Schwierigkeit.
Diese fällt weg, wie neuerdings die Arbeiten von Vogel und Scheiner in Potsdam [* 10] gezeigt haben, wenn beide Spektren auf derselben Platte übereinander photographiert werden, und es ist dann eine sichere Bestimmung der Bewegung des Sternes in Richtung der Gesichtslinie möglich. Die Potsdamer Aufnahmen haben unter anderm gezeigt, daß der Polarstern, Algenib (a im Perseus) [* 11] und Procyon sich der Sonne [* 12] nähern mit Geschwindigkeiten von 3,5, 1,5 und 1,5 Meilen in der Sekunde, Capella aber und Aldebaran sich von ihr entfernen mit Geschwindigkeiten von 3,5 und 6,5 Meilen.
Von mindestens ebenso großer, wenn nicht noch größerer Bedeutung ist aber die Photographie der Spektren für die genaue Ausmessung, und es beträgt die Genauigkeit der Wellenlängen bei Anwendung der Photographie mindestens das Zwanzigfache von der bei direkter Beobachtung Erreichbaren. Eine ähnliche Genauigkeit ermöglicht übrigens auch bei bloßer Okularbeobachtung das Riesenfernrohr der Lick-Sternwarte in Kalifornien. Mit Hilfe des an demselben angebrachten Spektralapparats ist es Keeler gelungen, bei 10 planetarischen Nebeln Bewegungen in der Gesichtslinie zu erkennen.
Was die Anwendung der Spektralanalyse auf Untersuchung der Fixsterne [* 13] anlangt, so mußte als eine der nächstliegenden Aufgaben die Herbeischaffung möglichst zahlreicher zuverlässiger Angaben über die Spektren der verschiedenen Fixsterne erscheinen, und es haben deshalb Vogel in Potsdam und Dunér in Lund seit 1878 nach einem gemeinsamen Plan eine spektroskopische Untersuchung aller Sterne zwischen dem Nordpol und 1° südlicher Deklination bis herab zur 7,5. Größe ausgeführt.
Vogel, dem die Zone zwischen 1° südlicher und 40° nördlicher Deklination zufiel, hat in Nr. 11 der »Publikationen des astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam« (1883) für die Zone von 20° nördlicher und 1° südlicher Deklination einen spektroskopischen Sternkatalog veröffentlicht, welcher 4051 Sterne aufzählt, von denen 2155 zur Vogelschen Klasse Ia (vgl. Fixsterne, Bd. 6, S. 325),10 zur Klasse Ib, 1240 zur Klasse IIa, 288 zur Klasse IIIa, 9 zur Klasse IIIb gehören, während sich bei 349 die Klasse, zu welcher das Spektrum gehört, nicht genau feststellen ließ.
Von Dunér aber haben wir eine Spezialarbeit über die Sterne der dritten Vogelschen Klasse mit Bandenspektrum. Dieser Katalog umfaßt 352 Sterne, von denen 297 zur Klasse IIIa, 55 aber zu IIIb gehören, welche Klasse wenig zahlreich ist und nur schwache rote Sterne umfaßt. N. v. Konkoly und Kövesligethy in O'Gyalla haben die spektroskopische Durchmusterung des Himmels auf die südliche Hemisphäre ausgedehnt und im 8. Bande der Beobachtungen genannter Sternwarte [* 14] einen Katalog von 2022 Sternen zwischen dem Äquator und 15° südlicher Deklination veröffentlicht, von denen 990 der Vogelschen Klasse Ia, 16 der Klasse Ib (darunter 12 unsicher), einer unsicher der Klasse Ic, 865 der Klasse IIa, 2 der Klasse IIb, 87 der Klasse IIIa und 3 der Klasse IIIb angehören; 41 zeigten ein kontinuierliches, 3 ein monochromatisches Spektrum, auf Anwesenheit kleiner Gasnebel deutend, und bei 14 war der Charakter des Spektrums unentschieden.
in deren Spektrum helle Linien auftreten, sind schon seit längerer Zeit mehrfach bekannt, und Vogel hat in seiner spektroskopischen Klassifikation der Fixsterne auf dieselben Rücksicht genommen. Durch die Bemühungen von Espin, Pickering u. a. hat man aber in den letzten Jahren noch eine größere Zahl solcher Sterne kennen gelernt. In einem Anhang zur neuesten Ausgabe von Birminghams Katalog roter Sterne hat Espin 52 solcher Sterne mit hellen Linien verzeichnet. Derselbe unterscheidet zwei Gruppen von derartigen Sternen.
Bei den Sternen der ersten Gruppe, Vogels Klasse Ic, bei denen die Wasserstofflinien sowie die Linien D3 (Wellenlänge 588 Millionstel-Millimeter) hell erscheinen, sind die Linien veränderlich, und die Veränderung erfolgt nicht gleichzeitig; bei den Sternen der zweiten Gruppe, auch als Klasse IIIc bezeichnet, können eine oder mehrere Wasserstofflinien hell sein, während die andern unsichtbar sind, wie bei Mira, wo Hμ und Hδ sichtbar sind, während von andern Wasserstofflinien keine Spur vorhanden ist. Bei den veränderlichen Sternen R im Schwan, R in der Andromeda und S in der Kassiopeia wurde die außerordentlich glänzende Linie F nach dem Maximum der Helligkeit beobachtet. In Vogels Klasse Ib sind die Wasserstofflinien möglicherweise schwach hell, bei einem dieser Sterne wurden auch andre helle Linien entdeckt.
Interessante Eigentümlichkeiten hat Scheiner in Potsdam bei den Sternspektren der ersten Vogelschen Klasse an photographischen Aufnahmen derselben erkannt. Diese Spektren enthalten neben breiten verwaschenen Wasserstofflinien nur äußerst zarte Metalllinien. Eine Ausnahme machen aber zwei Linien, die sich in einigen dieser Spektren finden: die eine von der Wellenlinie 448,14 μμ (Milliontel-Millimeter) ist wahrscheinlich identisch mit einer Magnesiumlinie des Sonnenspektrums;
die zweite von der Wellenlänge 447,14 findet sich nicht im Sonnenspektrum.
Sind diese Linien die einzigen neben den Wasserstofflinien auftretenden, so sind sie ebenso verwaschen und breit wie diese; treten aber neben ihnen noch andre Metalllinien auf, so sind sie gleich diesen sehr fein und scharf. Der Magnesiumdampf und der der Linie 447,14 μμ entsprechende Stoff treten also schon in einem frühern Übergangsstadium der Sterne in denjenigen Zustand über, den der Wasserstoff erst dann annimmt, wenn die Metalllinien zahlreich und stark werden, mit andern Worten, wenn die Abkühlung so weit vorgeschritten ist, daß die zweite Spektralklasse erreicht wird. Die Linie 447,14 μμ hat Scheiner außer bei Algol (β im Perseus) nur in der ersten Spektralklasse angehörigen Sternen β (Rigel), γ (Bellatrix), δ, ε, ζ des Orion gefunden, und sie ist wahrscheinlich identisch mit einer früher von Copeland im Spektrum des Orionnebels bemerkten Linie (447,6 μμ). Dies würde auf einen physischen Zusammenhang zwischen diesen ¶