Astrophysik

Zu photographischen Himmels aufnahmen sind Fernrohre erforderlich, deren Objektiv so geschliffen ist, daß die chemisch wirksamen Strahlen in der Brennebene vereinigt werden, wo die zur Aufnahme bestimmte photographische Platte angeordnet wird. Um Aufnahmen von längerer Dauer ausführen zu können, muß das Fernrohr parallaktisch montiert (vgl. Äquatorial) und mit einem guten Uhrwerk versehen sein, welches das Fernrohr der Bewegung der Gestirne nachführt, so daß die Sterne als Punkte auf der photographischen Platte abgebildet werden. Da jedoch einerseits selbst das beste Uhrwerk nicht immer ganz gleichmäßig das Instrument weiter bewegen wird und sich anderseits bei der ziemlich langen Expositionsdauer (bis zu einer Stunde und mehr) der Einfluß der Strahlenbrechung infolge der Bewegung der Sterne ändert, so würden die Bilder der Sterne auf der photographischen Platte nicht als scharfe Scheibchen erscheinen, sondern verschwommen sein; um dies zu verhindern, ist neben dem photographischen Fernrohr ein optisches Fernrohr, ein Leitfernrohr, angeordnet, mit dem der Beobachter während der Dauer der Exposition beständig einen Stern (Leitstern), den er in den Schnittpunkt zweier Fäden des Fadenmikrometers eingestellt hat, anvisiert, um jede durch mangelhaften Gang des Uhrwerks hervorgerufene Änderung der Lage des Fernrohrs und die durch die Veränderung der Strahlenbrechung hervorgebrachte allmähliche Ortsverschiebung des Sternes sofort zu erkennen und durch Drehung des Fernrohrs um seine Achsen mittels der Schlüssel der Feinbewegung wieder zu kompensieren. Die Art der Aufstellung der photographischen Fernrohre ist, abgesehen davon, das alle parallaktisch montiert sein müssen, ziemlich verschieden und wesentlich durch die Forderung bestimmt, daß man jeden Punkt des Himmels in der Nähe des Meridians längere Zeit beobachten kann, ohne das Fernrohr umlegen zu müssen. Dies Umlegen geschieht durch eine Drehung des Fernrohrs um die Stundenachse um 180° und um die Deklinationsachse um den Betrag 180° weniger der doppelten Deklination des beobachteten Sternes, wodurch das Fernrohr wieder auf denselben Stern gerichtet ist, sich jedoch auf der andern Seite der das Instrument tragenden Säule befindet als vorher. Bei der gewöhnlichen deutschen Aufstellung tritt die Notwendigkeit des Umlegens bei Beobachtungen in der Nähe des Zenits häufig ein, und deshalb haben die Gebrüder Henry bei dem photographischen Refraktor der Pariser Sternwarte, der durch seine Leistungen die erste Anregung zur Herstellung der photographischen Himmelskarte gab, die englische Aufstellung angewendet. Diese Aufstellung bietet den Vorteil, daß eine Umlegung des Instruments nicht notwendig wird, zeigt jedoch den Nachteil, daß eine Beobachtung in der Nähe des Poles unmöglich ist.

Fig. 1 zeigt den auf der vatikanischen Sternwarte in Rom aufgestellten photographischen Refraktor, der genau so aufgestellt ist wie der Pariser und auch die gleichen Dimensionen hat. Das photographische und das optische Fernrohr sind in einem gemeinsamen Kasten eingeschlossen und bewegen sich um die in der Mitte des Kastens angebrachte, zu demselben senkrechte Deklinationsachse. Letztere ist wieder in einem Rahmen befestigt, der an seinen beiden Enden gelagert ist und die Stundenachse darstellt. Die Dimensionen des Pariser Refraktors sind maßgebend gewesen für alle an der Herstellung der photographischen Himmelskarte beteiligten Instrumente; bei allen diesen hat das photographische Objektiv eine Öffnung von 34 cm und eine Brennweite von 3,4 m, das optische Objektiv hat bei gleicher Brennweite eine Öffnung von 23 cm.

Der Potsdamer photographische Refraktor (Fig. 2), der von Repsold erbaut ist, hat eine andre eigenartige Montierung erhalten, die sich als eine Modifikation der gebräuchlichen deutschen Aufstellung bezeichnen läßt; bei dieser Aufstellung ist eine vollkommen unbehinderte Beobachtung jedes Punktes des Himmels in jeder Lage des Instruments ermöglicht.

1. Astrophotograph. Refraktor der vatikanische Sternwarte in Rom.

Die gußeiserne Säule, die das Instrument trägt, besteht aus zwei Teilen, die mittels kräftiger Schrauben aufeinander verschraubt sind und ein Knie bilden, von dem der obere Teil der Weltachse parallel ist und die Stundenachse darstellt; durch diese Gestalt der Säule ist eine vollständig freie Bewegung des Instruments in allen Lagen möglich. Senkrecht zur Stundenachse steht die Deklinationsachse, die an ihrem einen Ende das elliptische Rohr mit den beiden Fernrohren, daneben den Deklinationskreis, am andern Ende die Gegengewichte trägt.

Grubb hat für die englischen astrophotographischen Fernrohre die deutsche Aufstellung gewählt, aber das Fernrohr an einer sehr langen Deklinationsachse befestigt, wodurch der Übelstand des Umlegens ebenfalls vermieden wird.

2. Astrophotographischer Refraktor der Sternwarte in Potsdam.

Zu astrophotographischen Zwecken dient auch der neue große Doppelrefraktor in Potsdam (vgl. Tafel, ›Äquatorial II‹), wenn derselbe auch wesentlich zu spektrographischen Untersuchungen bestimmt ist. Um die mit astrophotographischen Refraktoren aufgenommenen Photographien ausmessen zu können, und um zu erkennen, ob keine Verzerrungen der photographischen Schicht vorgekommen sind, wird auf jeder Platte ein Netz von sehr feinen, aufeinander senkrechten Linien aufgetragen, gegen welche die benachbarten Sterne mittels besonderer mikrometrischer Meßapparate angeschlossen werden.

In der Astrophotometrie werden vorzugsweise Zöllnersche Astrophotometer benutzt. Fig. 3 stellt ein solches von Wanschaff für das astrophysikalische Observatorium in Potsdam angefertigtes Instrument dar. Auf einem festen Untersatz A dreht sich die Grundplatte B mit dem ganzen Instrument, c und d sind Klemmschraube und Feinbewegung für diese Drehung. Das gebrochene Fernrohr G ist in den Lagern D mittels sehr dicker, in der Mitte durchbohrten Zapfen beweglich und mit dem Höhenkreis E fest verbunden, der mit der Lupe f abgelesen werden kann. Die Schrauben g und h dienen zum Klommen des Fernrohrs und zur Feinbewegung in Höhe. Zur Erzeugung der als Vergleichsobjekte benutzten künstlichen Sterne dient eine Petroleumlampe, die durch den hohen Blechzylinder F gegen Wind geschützt wird; das Licht derselben fällt auf das total reflektierende Prisma i, von diesem auf das Prisma k und von diesem wieder durch das seitliche Ansatzrohr G des Photometers auf eine im Okularrohr H befindliche planparallele Glasplatte und gibt hier für den Beobachter am Okular o das Bild eines künstlichen Sternes, mit dem das Bild eines wirklichen Sternes, dessen Lichtstrahlen durch das Objektiv O einfallen, verglichen werden kann. In dem Ansatzrohr G sind nun drei Nikolprismen eingeschaltet, durch deren Drehung die Intensität des künstlichen Sternes geändert wird, die Größe der Drehung gibt ein Maß für die Helligkeit des Sternes und kann an dem Intensitätskreis p mittels der Lupe s abgelesen werden. Mit Rücksicht darauf, daß die natürlichen Sterne verschiedenfarbig sind, ist in dem Ansatzrohr G auch noch ein senkrecht zu seiner Achse geschliffener Bergkristall angebracht, durch dessen Drehung es möglich wird, das Licht des künstlichen Sternes gleichfarbig mit dem des natürlichen Sternes zu machen. Das Maß dieser Drehung wird am Kolorimeterkreis q angegeben. Die Beleuchtung der sämtlichen Kreise des Instruments wird durch die Petroleumlampe selbst besorgt. Zu diesem Zweck ist über dem total reflektierenden Prisma i ein zweites Prisma t angebracht, welches das Licht der Lampe mittels der Spiegel u und v auf die Höhenkreisteilung sendet; klappt man den Spiegel u zurück, so fällt das Licht auf den Spiegel w und von dort auf Intensitäts- und Kolorimeterkreis. Das Instrument hat drei Objektive von 67, 36 und 21 mm Öffnung und 700, 350 und 137 mm Brennweite, von denen das erste zur Beobachtung der Sterne von der 5.–7. Größenklasse, das zweite von der 3.–5. Größenklasse und das kleinste zur Beobachtung der hellsten Sterne gebraucht wird. Das zweite Objektiv von 36 mm Öffnung sitzt am untern Ende eines langen Rohres, welches in das Rohr C hineingesteckt und mittels des bei O befindlichen Triebes verstellt werden kann, dasselbe kommt fast unmittelbar vor das total reflektierende Prisma des gebrochenen Fernrohrs zu stehen. Das kleinste Objektiv von 21 mm Öffnung wird an dem Ende des Okularrohrs II befestigt, das deshalb abschraubbar ist. Bei Benutzung dieses Objektivs fallen also die Lichtstrahlen der Sterne erst nach dem Durchgang durch das offene Rohr C und nach der Zurückwerfung durch das total reflektierende Prisma auf das Objektiv. Dieses Objektiv wird auch zur Beobachtung der Helligkeit der großen Planeten benutzt, da es vollkommen punktartige Bilder von denselben liefert.

Von den in der Astrospektroskopie gebräuchlichen Spektralapparaten gibt es zwei Arten, das Objektivprisma und die Okularspektroskope. Bei der ersten Art ist vor dem Objektiv eines astronomischen Fernrohrs ein Prisma von gleicher Länge wie die Öffnung des Objektivs angebracht, das die von dem Stern kommenden Strahlen in die einzelnen Farben zerlegt, die dann durch das Objektiv des Fernrohrs in der Brennebene zu einem Spektrum vereinigt werden, das mit dem Fadenmikrometer des Fernrohrs betrachtet und ausgemessen werden kann. Da das Bild eines Fixsterns im Fernrohr nur als ein Lichtpunkt erscheint, so würde sein Spektrum einen sehr schmalen Streifen bilden, in dem, weil die Ausdehnung in die Breite fehlt, dunkle Linien nicht wahrgenommen werden könnten; dieselben werden jedoch wahrnehmbar, wenn man eine geeignete Zylinderlinse vor das Okular setzt, die das schmale Spektrum in die Breite dehnt. Auch zu photographischen Aufnahmen ist das Objektivprisma mit Erfolg benutzt worden; man braucht nur in der Brennebene des Fernrohrs eine photographische Platte anzubringen, auf der sich dann die Spektren aller im Gesichtsfeld des Fernrohrs sichtbaren Sterne gleichzeitig verzeichnen. Pickering hat auf diese Weise eine spektroskopische Himmelsdurchmusterung ausgeführt. Die Okularspektroskope sind in ihrer Anwendung die bequemsten Sternspektroskope. Bei diesen steht im Brennpunkte des astronomischen Fernrohrs ein Spalt, dessen Weite reguliert werden kann, und in den der zu untersuchende Stern eingestellt wird. Die von hier ausgehenden Strahlen werden durch eine Kollimatorlinse parallel gemacht, fallen dann auf ein Prisma oder ein System von Prismen, das dieselben in die einzelnen Farben zerlegt, und werden dann durch eine weitere Sammellinse zu einem Spektrum vereinigt, das entweder mit einem Okular beobachtet oder auf einer photographischen Platte fixiert werden kann. Spektralapparate, die zur Photographie der Spektren dienen, werden Spektrographen genannt. Fig. 4. zeigt einen Spektrographen des Astrophysikalischen Observatoriums in Potsdam in Verbindung mit dem 11-zölligen Refraktor. Das Okularende des Refraktors ist abgenommen und statt dessen der Stahlring A angesetzt, der durch drei ?-Träger das Kollimatorrohr BC hält, in dem sich bei B das Objektiv, bei C der Spalt befindet; an dieses Rohr schließt sich das Gehäuse D, das zwei stark dispergierende Rutherfordsche Prismen enthält. Hieran sitzt der Messingzylinder E, der die Camera F mit der Kassette G trägt. H ist ein Kontrollfernrohr, das von dem im Spalt eingestellten Stern Licht durch Reflexion an der ersten Prismenfläche empfängt, und mittels welchen man den Stern während der Dauer der photographischen Aufnahme in dem Spalt halten kann. J ist ein kleines Okular zum Einstellen, in diesem ist nur der grüne Teil des Spektrums sichtbar. Vor einem Teil des Spaltes ist eine mit Wasserstoff gefüllte Geißlersche Röhre angebracht, so daß auf der photographischen Aufnahme die Wasserstofflinien als Vergleichsspektrum erscheinen.

3. Zöllnersches Astrophotometer des astrophysikalischen Observatoriums in Potsdam.

Die photographische Aufnahme der Sternspektren bietet auch für den weniger brechbaren Teil des Spektrums gegenüber der direkten Beobachtung und Ausmessung den Vorteil, daß die Einschaltung einer Zylinderlinse zwecks Verbreiterung der Spektren nicht erforderlich ist und damit ein erheblicher Gewinn an Lichtstärke eintritt. Die erhaltenen Spektralaufnahmen sind allerdings sehr schmal, jedoch können sie sehr genau mittels besonderer Mikrometer-Meßapparate gemessen werden. Der größte Vorteil der photographischen Aufnahme der Sternspektren liegt aber ferner darin, daß durch dieselbe auch der brechbarere Teil des Spektrums, in den nur chemisch wirksame Strahlen gelangen, die bei der Beobachtung mit dem menschlichen Auge nicht wahrnehmbar sind, der Untersuchung zugänglich wird. Sollen Spektralaufnahmen reproduziert werden, so muß eine Verbreiterung vorgenommen werden, und zwar geschieht dies meist dadurch, daß das Spektrogramm in einem Vergrößerungsapparate während der Exposition senkrecht zur Längsrichtung des Spektrums hin und her bewegt wird, wodurch ein beliebig breites Bild des Spektrums von gleicher Intensität erhalten wird. Mit den verschiedenen Spektrographen des Potsdamer Observatoriums sind sehr viele Spektralaufnahmen von Fixsternen gemacht worden, die uns namentlich über die Bewegung der Fixsterne in der Gesichtslinie genauem Aufschluß ergeben haben und zur Entdeckung mehrerer spektroskopischer Doppelsterne (vgl. Fixsterne) geführt haben. Spektrographen ähnlicher Konstruktion, wie der Potsdamer, befinden sich auch auf den Sternwarten in Pulkowa, Wien, der Lick- und der Yerkes-Sternwarte.

4. Spektrograph des Astrophysikalischen Observatoriums in Potsdam.