1.5.3 Hinweise

Zu 1.: Die Bestimmung der Reichweite des Fernrohrs erfolgt vorzugsweise mit Hilfe der Nordpolsequenz [3], die auf der Karte (Abb. 8) abgebildet ist. Suchen Sie die auf der Karte mit den Buchstaben a bis t gekennzeichneten Sterne der Reihe nach auf und haken Sie diejenigen in der vorbereiteten Beobachtungsskizze ab, die Sie sehen können. Verwenden Sie dazu zwei Okulare mit verschiedenen Brennweiten. Anstelle der Nordpolsequenz können auch die Plejaden benutzt werden. Karte und Helligkeiten finden Sie in [4]. Achten Sie auf eine gute Dunkeladaption des Auges. Vergleichen Sie die erhaltenen Werte mit der theoretisch für das Fernrohr zu erwartenden Grenzhelligkeit. Nehmen Sie für die Berechnung an, daß die Grenzhelligkeit bei Beobachtung mit dem bloßen Auge 6$^{\rm m}$ beträgt.

Tabelle 5: Helligkeiten von Sternen der Nordpolsequenz

Bezeichnmung	visuelle	Bezeichnung	visuelle	Bezeichnung	visuelle
des Sterns	Helligkeit	des Sterns	Helligkeit	des Sterns	Helligkeit
1s	2,$^{\rm m}$08	10	9,$^{\rm m}$06	13	10,$^{\rm m}$27
2r	6,38	6r	9,24	8r	10,40
5	6,49	11	9,56	14	10,56
6	7,11	12	9,77	6s	10,70
8	8,08	4s	9,83	16	11,20
4r	8.23	7r	9,87	17	11,30
9	8,81	5s	10,06	18	11,90

Zu 2.: Der Gesichtsfelddurchmesser $d$ kann aus der Zeit $\Delta t$ ermittelt werden, den ein Stern der Deklination $\delta$ benötigt, um infolge der täglichen Bewegung das Gesichtsfeld zu durchlaufen. Es gilt

$$d = k_{1} \,\cdot \,k_{2}\,\cdot \,\Delta t \,\cdot \,\cos \delta.$$ (15)

Die Konstante $k_{1}$ berücksichtigt, daß $\Delta t$ in Sonnenzeit gemessen wird. Es ist $k_{1} = 1,0027$. Die Konstante $k_{2}$ ist der Umrechnungsfaktor von Zeit- in Winkelmaß. Für zwei Okulare mit verschiedenen Brennweiten ist der Gesichtsfelddurchmesser aus jeweils fünf Messungen zu ermitteln, sein mittlerer quadratischer Fehler ist zu berechnen.
Zu 3.: Suchen Sie die Doppelsterne der beigefügten Tabelle an Hand von vorher von Ihnen angelegten Beobachtungsskizzen in der angegebenen Reihenfolge auf. Geben Sie eine kurze Beschreibung

Ihrer Wahrnehmungen (Trenngüte, Farbe der Komponenten, Helligkeitsunterschied). Schätzen Sie den Positionswinkel der schwächeren Komponente relativ zur helleren ab. Bestimmen Sie das Auflösungsvermögen des Fernrohrs bei Verwendung zweier Okulare unterschiedlicher Brennweiten an Hand der in der Tabelle gegebenen Winkelabstände der Komponenten. Berechnen Sie das theoretische Auflösungsvermögen des Fernrohrs und vergleichen Sie Ihre Ergebnisse damit.

Tabelle 6: Doppelsterne

Name	$\alpha_{2000}$	$\delta_{2000}$	scheinb.	Winkel-
			Helligkeit	abstand
$\delta$ Cephei	22$^{\rm h}$ 29$^{\rm min}$ 10$^{\rm s}$	+58$^{\circ}$ 25 $'$	(3,8); 7,5	41,0$''$
$\beta$ Cygni	19 30 43	+27 58	3,2; 5,4	34,3
$\psi$ Draconis	17 41 56	+72 09	4,6; 5,8	30,3
$\zeta$ Ursae Majoris	13 23 05	+54 56	2,3; 4,0	14,5
$\eta$ Cassiopeiae	00 49 06	+57 49	3,6; 7,5	10,1
$\gamma$ Andromedae	02 03 54	+42 20	2,2; 5,0	10,0
$\gamma$ Arietis	00 53 32	+19 18	4,7; 4,6	8,2
$\xi$ Cephei	22 03 37	+64 38	4,6; 6,6	7,2
$\gamma$ Leonis	10 17 12	+20 06	2,6; 3,8	4,9
$\varrho$ Herculis	17 23 41	+37 09	4,5; 5,5	4,0
$\iota$ Trianguli	02 15 56	+33 21	5,4; 7,0	3,6
$\varepsilon$ Draconis	19 48 12	+70 16	4,1; 7,3	3,1
$\varepsilon^1$ Lyrae	18 44 20	+39 40	5,1; 6,0	2,8
$\varepsilon^2$ Lyrae	18 44 23	+39 37	5,1; 5,4	2,3
$\alpha$ Geminorum	07 34 36	+31 53	2,0; 3,0	1,8

Zu 4. bis 6.: Informieren Sie sich über die Lage der Objekte am Himmel und fertigen Sie Umgebungskarten zur Erleichterung des Aufsuchens an.
Verwenden Sie zur Messung der Winkelabstände und -durchmesser die Teilung an den Feinbewegungsschnecken. (Achtung: Diese Teilungen sind nur für Relativmessungen geeignet; dabei muß der tote Gang der Schnecken beachtet werden.)