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A. A. Michelson, Astrophys. Journ. 51. S. 257 - 262. 1920,
A. A. Michelson und Pease, Astr. Phys. Journ. 53. S. 249. 1921;
A. A. Michelson und Pease, Mt. Wilson Contr. 203. S. 1 - 11, wo auch, wohl zum ersten Male, ausgesprochen wird, daß die Methode vielleicht erlaubt, aus der Sichtbarkeitskurve der Interferenzen die Abnahme der Helligkeit eines Sternes von der Mitte bis zum Rande experimentell darzustellen. Entsprechendes für Doppelsternmessungen bei
A. Anderson, Astr. Phys. Journ. 51. S. 263 - 275. 1920.
A. Anderson, Astrophys. Journ. 51. S. 263 - 275. 1920;
A. Anderson Astrophys. Journ. 51. S. 263 - 275. 1920; u. a.
A. S. Eddington Nature 111. S. 572 - 574. 1923;
Astrophys. Journ. 55. S. 48 - 70. 1922;
Bull. Astr. 16. S. 257 - 274, 1899;
Compt. rend. 169. S. 821 - 825. 1919;
Compt. rend. 170. S. 1143 - 1149. 1920;
Compt. rend. 171. S. 15. 1920;
Compt. rend. 175. S. 1123 - 1129. 1922;
Compt. rend. 176. 1849 - 1855. 1923;
Contr. of the Mt.-Wils.-Obs. 203. S. 1 - 11;
- Daß sich überhaupt rechnerisch eine untere Grenze des Meßverfahrens aus der numerischen Apertur der Objektive ergibt, zeigt auch Bechmann. Siedentopf hatte dies noch übersehen (Zsigmondy-Festschrift der Kolloid-Ztschr. 36. 1925. S. 6, Abs. 1 und S. 7, Abs. 2),
Janss, Ztschr. f. Unt. 36. S. 93 - 96. 1923.
K. Hillebrand, Wien. Ber. 110. S. 989 - 1025. 1901;
Mt.-Wils.-Contr. 184 u.
Mt.-Wils.-Contr. 185;
Nature 45. 160.
O. von Bayer und U. Gerhardt (a. a. O.) deren Vorhandensein für jede irgendwie anders gestaltete Anordnung zeigten. Auf anderem Wege hat auch F. Goos den Irrtum in Siedentopfs Anschauung aufgedeckt (Phys. Ztschr. 27. S. 202. 1926).
p130_1) R. Bechmann, Ann. d. Phys. 84. S. 61 - 93. 1927.
p130_2) U. Gerhardt, Ztschr. f. Phys. 35. S. 697 - 717. 1926;
p130_3) A. A. Michelson, Phil. Mag. (5.) 30 S. 1 - 21. 1890;
p131_1) Über Modifikationen der Anordnung siehe z. B. A. A. Michelson a. a. O. S. 18;
p131_3) O. von Baeyer und U. Gerhardt, Ztschr. f. Phys. 35. S. 718 - 719. 1926.
p131_4) Über die Eichung des V-Spaltes mit dem Apertometer siehe U. Gerhardt, Ztschr. f. Phys. 44. S. 399. 1927.
p132_1) Vgl. S. 141.
p132_2) Die bei endlichem Verhältnis Spaltabstand/Spaltbreite anzubringende Korrektur wurde bisher behandelt von: M. Hamy, Compt. rend. 127. S. 851 - 854. 1898;
p132_3) Den Fall ungleichmäßiger Ausstrahlung untersuchten: A. A. Michelson, Phil. Mag. (5) 30. S. 8f. 1890;
p132_4) E. Schrödinger, Ann. d. Phys. 61. S. 69 - 86. 1920. Diese Arbeit ist dem Verfasser leider erst nach der Veröffentlichung seiner zitierten Mitteilungen bekannt geworden.
p133_1) R. Bechmann, a. a. O. aus Fig. 4, S. 76 abgelesen.
p133_2) A. A. Michelson, Phys. Rev. (2) 17. S. 405 - 406. 1921;
p133_3) A. S. Eddington a. a. O. schreibt darüber: „All the diameters of stars measured up to the present confirm very closely the theoretical values, that had been predicted for them.“
p133_4) Astrophys. Journ. 257 - 275. 1920;
p133_5) U. Gerhardt, Berl. Diss. 1925 u.
p135_1) H. Siedentopf, Ztschr. f. wiss. Mikr. 25. S. 424 - 431. 1908;
p135_2) A. Szegvari, Phys. Ztschr. 24. S. 91 - 94. 1923.
p138_1) U. Gerhardt, Ztschr. f. Phys. 44. S. 398. 1927. Dort sind infolge einer etwas anderen Darstellungsweise die Faktoren 1,2 und 1,6 mitgeteilt; diese entsprechen genau den hier zu 0,6 bzw. 0,8 angegebenen.
p139_1) Vgl. darüber U. Gerhardt, a. a. O. S. 711 bzw. 400. - Diese praktisch erreichbare untere Grenze befindet sich etwa 10 Proz. über der für das Objektiv theoretisch sich ergebenden. Das liegt daran, daß bei größer werdendem Abstand der beiden Spalte deren äußerer Rand schließlich von der Objektivfassung gebildet wird und dadurch bei weiterer Vergrößerung dieses Abstandes die Spaltlöcher enger und enger werden, so daß die von ihnen durchgelassene Intensität zuletzt für eine Beobachtung der Interferenzen nicht mehr ausreicht.
p140_1) H. Siedentopf, Zsigmondy-Festschrift, Ergänzungs-Bd. d. Kolloid-Ztschr. 36. 1925.
p142_1) Da die Intensitäten der beiden Durchmesserenden bei Beleuchtung mit nur einer Lampe und halb zugedeckter Azimutblende in etwa diesem Verhältnis stehen (vgl. S. 135).
p142_2) U. Gerhardt, Berl. Diss. 1925, S. 11 - 13 und Tabelle II;
Phil. Mag. (5) 31. S. 256 - 259, 1891;
Proc. Nat. Acad. 6. 474. 1920;
R. Bechmann, a. a. O.
R. Bechmann, a. a. O.
Science(N. S.) 57. S. 703. 1923;
siehe auch E. von der Pahlen, a. a. O.,
Siehe ferner M. Hamy, Compt. rend. 174. S. 904 - 908. 1922;
sowie A. Anderson, Astrophys. Journ. 263 - 275.
sowie Merril, Astrophys. Journ. 56. S. 40 - 52. 1922;
Spencer Jones, Month. Not. Roy. Astr. Soc. 82. S. 513 - 534. 1922;
Spencer Jones, Nature 107. S. 685 - 688. 1921;
Spencer Jones, Nature 107. S. 685 - 688. 1921;
Vgl. auch E. von der Pahlen, Naturw. 9. S. 599 - 608. 1921.
während Gerhardt bei seiner speziellen Anordnung jene untere Grenze bere chnete (Ztschr. f. Phys. 35. S. 701 f. 1926) und
Ztschr. f. Phys. 35, S. 702 f. 1926.
Ztschr. f. Phys. 35. S. 700 f. 1926.
Ztschr. f. Phys. 44. 397 - 402. 1927. Trotz Kenntnis der erstzitierten Untersuchungen des Verfassers werden diese von Bechmann nicht genannt.
Ztschr. f. wiss. Mikr. 29. S. 1 - 47. 1912.
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