s0011 8586 Brock14A2B Astrophotometrie Brockhaus' Konversations-Lexikon Vierzehnte vollständig neubearbeitete Auflage. Brockhaus in Leipzig, Berlin und Wien. 1892.

            Astrophotometrie (grch.), die Helligkeitsmessung der Gestirne. Wenn es sich nicht nur um bloße Größenschätzungen eines Sterns (s. Größenklassen), sondern um genaue Messung der von ihm ausgesandten Lichtmenge handelt, sind besondere Apparate, Photometer, notwendig. Diese beruhen entweder darauf, daß man das Bild des Sterns, dessen Helligkeit zu bestimmen ist, zum Verschwinden bringt durch Verkleinerung der Objektivöffnung des Beobachtungsfernrohrs oder mittels Nicolscher Prismen (s. d.), oder daß man seine Helligkeit mit der eines künstlichen Sterns vergleicht. Die Helligkeit des letztern ändert man so lange, bis künstlicher und natürlicher Stern gleich hell erscheinen; dies kann man sowohl durch Nähern und Entfernen des künstlichen Sterns, als auch durch Drehen Nicolscher Prismen erreichen, durch die man das vom künstlichen Stern kommende Licht hindurchgehen läßt. Große Verbreitung hat namentlich das auf letzterm Princip beruhende Zöllnersche Photometer (s. nachstehende Abbildung) gefunden, das auch den Vorzug besitzt, die Helligkeit des Himmelsgrundes aus den Messungen zu eliminieren. Auf einem Stativ ist eine drehbare Achse i befestigt. Diese trägt auf der einen Seite in a ein Gefäß für Petroleum, auf der andern eine Lampe f, die mit a durch eine kommunizierende Röhre in Verbindung steht. Die Röhren g führen der Lampe Luft zu; b ist ein durch das Gegengewicht h balanciertes Fernrohr, das auf den beliebigen Stern gerichtet wird. Am Ende der senkrecht zum Fernrohr befestigten Röhre befindet sich eine Linse, durch die von der Flamme der Lampe f ein künstlicher Stern erzeugt wird, dessen Bild durch eine im Fernrohr befindliche und unter 45° gegen die Achse desselben geneigte planparallele Glasplatte nach dem Okular hin reflektiert wird. Zwischen der Linse und dieser Platte befinden sich zwei Nicolsche Prismen, durch die das von der Flamme kommende Licht polarisiert wird: die Nicols lassen sich durch den Hebelarm d gegeneinander drehen, so daß das polarisierte Licht des künstlichen Sterns geschwächt werden kann. Wenn man nun den künstlichen Stern mit einem im Fernrohr direkt gesehenen zu gleicher Helligkeit bringt und dasselbe Verfahren mit einem andern Stern am Himmel anstellt, läßt sich aus der Größe der Drehung der Nicols, die an dem Teilkreise c abgelesen wird, nach einem physik. Satz die Lichtmenge der beiden Sterne am Himmel zueinander berechnen. Mit Rücksicht darauf, daß die Sterne am Himmel oft verschiedenfarbig sind, ist in der Röhre noch ein senkrecht zu seiner Achse geschliffener Bergkrystall angebracht, durch dessen Drehung es möglich ist, das Licht des künstlichen Sterns gleichfarbig mit dem natürlichen Stern zu machen. Das Maß dieser Drehung wird am Kreis e abgelesen. In neuester Zeit hat man auch die Photographie mit großem Erfolge in der A. angewendet. Da bei Benutzung des nämlichen Fernrohrs und photogr. Platten der gleichen Beschaffenheit die Größe der Scheibchen, als welche die Sterne auf der photogr. Platte erscheinen, nur von der Helligkeit der Sterne abhängig ist, kann man mit großer Sicherheit die Helligkeit der Sterne durch Ausmessen dieser Scheibchen ermitteln.

Vgl. Zöllner, Grundzüge einer allgemeinen Photometrie des Himmels (Berl. 1861); ders., Photometrische Untersuchungen (Lpz. 1865); Charlier, Über die Anwendung der Sternphotographie zu Helligkeitsmessungen der Sterne (ebd. 1889).

^[Abb.: Zöllnersches Photometer]

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