ausgewaschenen Chromgelatinebild, welches auf einer polierten Zinkplatte mittels atmosphärischer Pressung vollkommen festgestellt
wird, in einer
Buchdruckpresse mit gewöhnlicher
Buchdruckfarbe gedruckt und zwar je nach der Feinheit des
Bildes mit einer
oder zwei
Walzen. Man erhält auf diesem Weg recht effektvolle
Bilder, doch kommen sie weder den
Albertotypien noch denWoodburydrucken
gleich. Die dritte Art des
Verfahrens,
Heliogravüre oder
Photogravüre (Kupferlichtdruck) genannt, von Rousselon erfunden,
ist von Scamoni in
Petersburg,
[* 2] neuerdings aber besonders in
Pariser,
Wiener und
Berliner
[* 3]
Ateliers so vervollkommt worden, daß
die
Heliogravüre gegenwärtig hinsichtlich der
Treue in der Wiedergabe des
Objekts das vollkommenste mechanische Reproduktionsmittel
ist.
das genaueste astronomische
Instrument zur Messung kleiner
Winkel
[* 11] (s. Tafel
»Astronomische Instrumente«
in Bd. 1,
[* 1]
Fig. 4).
SeinPrinzip besteht darin, daß das
Objektivglas des Beobachtungsfernrohrs durch einen diametralen
Schnitt
in zwei Hälften zerlegt ist, die an zwei Metallschlitten befestigt sind, welche eine zur
Richtung der
Schnittlinie parallele
Verschiebung gestatten. Solange beide Objektivhälften so nebeneinander stehen, daß die Ränder eine
ununterbrochene Kreislinie bilden, wird man, wenn das
Fernrohr
[* 12] beispielsweise auf die
Sonne
[* 13] gerichtet ist, nur ein einziges
Bild der
Sonnenscheibe
[* 14] erblicken; wenn aber durch einen vom
Okular a des
Fernrohrs erreichbaren Bewegungsmechanismus
eine der Objektivhälften oder, wie es gewöhnlich geschieht, beide Hälften nach entgegengesetzter
Richtung auseinander bewegt
werden, gibt jede der beiden Hälften ein kreisförmiges
Bild der
Sonne für sich, und durch eine
Verschiebung von geeigneter
Größe kann man die beiden Sonnenbilder in eine solche
Lage bringen, daß sie sich in einem
Punkt berühren;
bewirkt man hieraus durch eine
Verschiebung nach der entgegengesetzten
Richtung, daß sich die beiden
Scheiben wieder berühren,
so entspricht die
Verschiebung der
Schlitten dem doppelten scheinbaren Sonnendurchmesser.
Bei den von
Fraunhofer konstruierten Heliometern wurde die
Größe der
Verschiebung durch die Zahl der
Umdrehungen einer die
Bewegung hervorbringenden feinen Mikrometerschraube
[* 15] gemessen; bei
den von
Repsold konstruierten
Apparaten
sind dagegen an den dem Innern des
Fernrohrs zugewandten
Flächen der
Schieber nebeneinander liegende
Teilungen auf Silberstreifen
angebracht, die von dem Beobachter durch ein neben dem
Okular liegendes
Mikroskop
[* 16] b abgelesen werden. Drückt man die
Verschiebung
der
Schlitten durch die Anzahl der Zwischenräume von Teilstrichen aus, um welche die beiden Skalen nebeneinander
verschoben sind, und kennt man den einem Zwischenraum entsprechenden Winkelwert, so kann man den scheinbaren
Durchmesser der
Sonnenscheibe in Bogenminuten und
-Sekunden finden.
Das Heliometer wurde zunächst auf die Bestimmung des Sonnendurchmessers angewandt, und diesem Umstand verdankt es
seinenNamen Heliometer oder
Sonnenmesser. Doch ist seine Anwendung keineswegs auf Sonnenbeobachtungen beschränkt,
sondern man kann auch scheinbare
Abstände zweier benachbarter
Sterne α und β bestimmen, indem das
Bild von α der einen Hälfte
auf das
Bild von β der andern Hälfte gestellt und, nachdem die Skalen abgelesen sind, eine zweiteStellung
der Objektivhälften hervorgebracht wird, in welcher ebenfalls ein Zusammenfallen zweier
Sternbilder stattfindet.
Die dazu notwendige
Verschiebung der
Schlitten entspricht dem doppelten
Abstand der beiden
Sterne. Zur Ausführung dieser
Beobachtung
ist es noch erforderlich, den
Spalt zwischen den beiden Objektivhälften in die
Richtung der Verbindungslinie der beiden
Sterne
zu bringen. Zu diesem
Zweck läßt sich vom Okularende aus dem ganzen
Fernrohr eine Drehung um seine optische
Achse erteilen, und um deren
Größe und damit auch die
Lage der Verbindungslinie der beiden
Sterne gegen irgend einen am
Himmel
[* 17] gedachten größten
Kreis,
[* 18] der z. B. durch die Weltpole und durch die Mitte zwischen beiden
Sternen hindurchgeht, bestimmen zu können, ist am Objektivende des
Fernrohrs ein geteilter
Kreis c angebracht, der durch ein
neben dem
Fernrohr liegendes
Mikroskop d vom Okularende aus abgelesen werden kann.
Die
Beleuchtung
[* 19] der Objektivskalen des Positionskreises und der Einstellungskreise des parallaktisch aufgestellten
Instruments
geschieht durch zwei in der
[* 1]
Figur sichtbare kleine Petroleumlampen e f.
Ist einer der beiden
Sterne von überwiegender Helligkeit, so daß bei
Annäherung der beiden
Bilder das schwächere vom hellern
überstrahlt wird, so schwächt man letzteres durch Bedecken der entsprechenden Objektivhälfte mit Drahtgittern von verschiedener
Dichte ab, die sich an einem
Schirm g am Objektivende desFernrohrs befinden. Die Vorteile, welche dieses
Instrument gegenüber dem
Fadenmikrometer
[* 20] (s.
Äquatorial,
[* 21] S. 712) bietet, bestehen unter andern darin, daß man zur
Einstellung
der
Sterne aufeinander keiner künstlichen
Beleuchtung im Gesichtsfeld des
Fernrohrs bedarf und daher auch bedeutend schwächere
Sterne beobachten kann; ferner ist man bei den Messungen unabhängig von etwanigen unregelmäßigen
Bewegungen des Uhrwerks, während es bei den Messungen von Sternabständen mit
Hilfe eines
Fadenmikrometers notwendige
Bedingung
ist, daß die scheinbare Halbierung des Sternbildes durch den
Faden
[* 22] auf einige Zeit erhalten bleibt.
Das Gefäß aus Silberblech ist mit Wasser gefüllt und wird während der Beobachtung mit dem Rohr durch
einen Knopf um sich selbst gedreht, damit das Wasser in Bewegung gerate und sich gleichmäßig erwärme. Außerdem ist die
gegen die Sonne gekehrte Fläche des Gefäßes mit Ruß sorgfältig geschwärzt. Bei den Beobachtungen mit diesem Instrument ist
zu berücksichtigen, daß dasselbe, während es Wärme
[* 31] aufnimmt, zugleich auch Wärme verliert und zwar sowohl durch Strahlung
gegen den Himmelsraum als an die Umgebung.
Man bestimmt deshalb fünf Minuten lang diesen Verlust (r), indem man das mit Wasser von der Temperatur der Umgebung gefüllte
Gefäß im Schatten
[* 32] gegen den freien Himmel wendet, läßt dann weitere fünf Minuten die Sonnenstrahlen
senkrecht einfallen, wodurch das Wasser erwärmt wird (g), und läßt dann wieder fünf Minuten lang die Wärme von der berußten
Fläche frei gegen den Himmel ausstrahlen (Verlust r'). Die Temperaturerhöhung, welche durch die Sonne hervorgebracht sein
würde, wenn kein Wärmeverlust stattgefunden hätte, ist t = g + (r + r')/2. Aus den mit dem Heliometer gemachten
Beobachtungen leitet Pouillet ab, daß an heitern Tagen um Mittag ungefähr ein Drittel von den Wärmestrahlen der Sonne durch
die Atmosphäre absorbiert wird; doch ist dieses Resultat entschieden zu klein, wie aus den VersuchenTyndalls
über die Diathermanität der Gase
[* 33] geschlossen werden kann.