MKL1888:Astrophotometrie

Astrophotometrie (griech.), die Lehre von der Bestimmung der Helligkeit der Sterne, deren theoretische Grundlagen von Lambert in seiner „Photometria“ geliefert wurden; doch stieß die praktische Bestimmung der Sternhelligkeiten bis auf die neueste Zeit auf unüberwindliche Schwierigkeiten. John Herschel konstruierte zwar einen Apparat, den er Astrometer nannte; allein derselbe zeigte in seiner Anwendung so beträchtliche Mängel, daß er sich nie einbürgerte; auch Aragos Vorschläge erwiesen sich als unausführbar. Erst Steinheil gab in seinem Prismenphotometer ein Instrument, das auf Erweiterung der Sterne zu Lichtflächen und Vergleichung der Helligkeit der letztern basiert und den Anforderungen der Praxis genügte. Ein weit vorzüglicheres Instrument konstruierte indes später Zöllner. Dieses Astrophotometer gewährt eine Vergleichung der Sterne mit einem künstlichen Lichtpunkt von konstanter Helligkeit, die aber nach Belieben durch eine Polarisationsvorrichtung in meßbarem Verhältnis verändert werden kann. Zöllners Apparat hat bereits wichtige Ergebnisse geliefert und der praktischen Photometrie des Himmels eine hohe Wichtigkeit verliehen. Vgl. Zöllner, Grundzüge einer allgemeinen Photometrie des Himmels (Berl. 1861); Derselbe, Photometrische Untersuchungen (Leipz. 1865).

Astrophotometrie. Dreierlei Instrumente hauptsächlich sind in den letzten Jahrzehnten zur Ermittelung genauer numerischer Werte für die Helligkeiten der Sterne benutzt worden: das Zöllnersche Polarisations-Astrophotometer, Pickerings Meridianphotometer und Pritchards Keilphotometer. Bei dem erstgenannten wird der Stern mit dem Licht einer Petroleumflamme verglichen, welches durch ein Seitenrohr in das auf den Stern gerichtete Fernrohr fällt, durch einen unter 45° gegen dessen Achse geneigten Spiegel nach dem Okular gelenkt und durch polarisierende Medien (im Seitenrohr befindliche Nicolsche Prismen) in bekanntem Verhältnis so weit abgeschwächt wird, daß es genau die Helligkeit des Sterns erreicht. Mit diesem Instrument hat Zöllner selbst mehr als 200 Sterne gemessen, desgleichen hat Peirce zu Cambridge in Massachusetts mit einem solchen drei Jahre lang alle Sterne von Argelanders „Uranometrie” zwischen 40° und 50° nördl. Deklination gemessen, und endlich sind seit 1870 zahlreiche derartige Messungen von Wolff ausgeführt worden. Vgl. dessen „Photometrische Beobachtungen an Fixsternen” (Leipz. 1877 u. Berl. 1884), deren Aufgabe in der Bestimmung der Helligkeit der Sterne in Argelanders „Uranometrie” bis herab zur sechsten Größe besteht. Die Untersuchung der Helligkeitsverhältnisse der schwächern Sterne hat Wolff noch nicht veröffentlicht. Auch bei dem Meridian-Photometer von Pickering wird die Polarisation des Lichts zur Abschwächung der Intensität verwendet; hier wird aber ein jeder Stern, wenn er im Meridian oder doch in dessen Nähe steht, mit dem Polarstern verglichen. Das Instrument besteht aus einem fest und unbeweglich horizontal in der Richtung von O. nach W. aufgestellten Fernrohr von 1 m Länge. Auf der Ostseite befindet sich das Okular, auf der Westseite aber sind zwei Objektive von 4 cm Öffnung und 80 cm Brennweite so nebeneinander angebracht, daß die auf sie fallenden Lichtstrahlen sich im Okular vereinigen. Vor jedem dieser Objektive befindet sich ein bewegliches Reflexionsprisma; mit Hilfe des auf der Nordseite befindlichen bringt der Beobachter das Bild des Polarsterns an eine beliebige Stelle des Okulars, durch das südliche aber, dessen Bewegung ein Gehilfe besorgt, kann jeder Stern in der Nähe seiner Kulmination im Okular sichtbar gemacht werden. Im Fernrohr selbst aber befindet sich ein achromatisiertes Prisma von isländischem Doppelspat, das von jedem Stern zwei Bilder gibt, und durch richtige Stellung der Reflexionsprismen kann man das zum ordinären Strahl des Polarsterns gehörige Bild und das zum extraordinären des andern Sterns gehörige nebeneinander bringen, welche beide rechtwinkelig gegeneinander polarisiert sind. Zwischen Okular und Auge ist aber noch ein Nicolsches Prisma angebracht, durch dessen Drehung man beide Bilder auf gleiche Helligkeit bringen kann. Mit diesem Instrument hat Pickering in den Jahren 1879–82 zu Cambridge in Massachusetts die Helligkeit von 4260 mit bloßem Auge sichtbaren Sternen gemessen; vgl. „Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College” (Bd. 14). Zwischen der Größenklasse $\mathrm {m}$ und der Helligkeit $\mathrm {h}$ eines Sterns nimmt er die Gleichung an $\mathrm {\log h=\log h_{0}+0,4(m_{0}-m)}$, wo $\mathrm {h_{0}}$ die Helligkeit und $\mathrm {m_{0}} =2$ die Größenklasse des Polarsterns bedeuten. Das Keilphotometer von Pritchard, dessen Idee übrigens schon 1843 von Piazzi Smyth und E. Kayser entwickelt worden ist, besteht aus einem keilförmigen Stück von neutral gefärbtem, d. h. alle Farben gleichmäßig absorbierendem Glas, welches in den Weg der Lichtstrahlen so weit eingeschoben wird, bis der Stern erlischt. Da die Lichtabsorption proportional der Dicke der im Keil durchlaufenen Schicht ist, so ergibt sich die Lichtstärke des Sterns, wenn man die Anzahl Skalenteile, um welche der Keil bis zum Verschwinden des Sterns verschoben werden mußte, mit einer gewissen konstanten Zahl multipliziert. Pritchard hat in der „Uranometria nova Oxoniensis“ (Oxf. 1885) die in Oxford mit einem solchen Instrument an 2786 zwischen dem Nordpol und 10° südl. Deklination liegenden, mit bloßem Auge sichtbaren Sternen ausgeführten Messungen beschrieben. Das Keilphotometer läßt sich leicht an jedem Instrument anbringen und bequem handhaben; doch stehen seiner Anwendung auch mancherlei Bedenken entgegen, besonders die Rücksicht auf den Einfluß des Himmelsgrundes und die veränderliche Empfindlichkeit des Auges für verschwindende Lichteindrücke. Vgl. Langley, Young und Pickering, Pritchard’s wedge photometer (1886). In neuester Zeit hat man auch die Photographie im Dienste der A. verwendet. Bei der photographischen Aufnahme von Sternen erscheinen dieselben nämlich als kleine, ziemlich scharf begrenzte Scheibchen, sofern man ein für die chemischen Strahlen achromatisiertes Objektiv oder einen Spiegel für die Aufnahme verwendet. Je heller ein Stern, desto größer ist der Durchmesser des von ihm erzeugten Scheibchens, und Scheiner in Potsdam hat gefunden („Astronomische Nachrichten“, Nr. 2884), daß bei gleicher Dauer der Belichtung die Durchmesser der Sternscheibchen proportional den Sterngrößen anzunehmen sind. Dies gilt allerdings nur für Sterne von gleicher Farbe oder genauer für solche mit Spektren gleicher Art. Sehr umfangreiche Untersuchungen in dieser Richtung sind seit Herbst 1885 zu Cambridge in den Vereinigten Staaten ausgeführt worden; vgl. „Annals of Astronomical Observatory of Harvard College“ (Bd. 18).