Online Enzyklopädie
Suchen Sie über 40.000 Artikeln von der ursprünglichen, klassischen Enzyklopädie Britannica, 11. Ausgabe.
HIMMLISCH ODER STELLAR
Online Enzyklopädie» Fügen Sie Informationen oder comments diesem Artikel hinzu.
Enzyklopädie Haupt :: HER-HOC
del.icio.us it!
|
HIMMLISCH ODER STELLAR , See also:sind See also:PHOTOMETRIE die frühesten Aufzeichnungen, die unten zu uns betreffend die relativen Positionen See also:der See also:Sterne in den Himmeln gekommen sind, immer mit Schätzungen ihrer relativen Helligkeit begleitet worden. Mit dieser HelligkeitWAR natürlich dem Gedanken der relativen Größen der leuchtenden Körper von verbunden, woher das See also:Licht angenommen wurde, um fortzufahren. Folglich im großartigen See also:Katalog der Sterne veröffentlichte durch Ptolemy (See also: Sir See also: A. See also:Argelander folgerte, das begonnen wurde und in 1843 durchgeführt, werden sein Nova Uranometria, in dem die Größen aller Sterne, die zu sichtbar sind, Auge in zentralem See also:Europa unaided, mit einer unbekannten Präzision und einer Vollständigkeit vorher Katalogisiert. Er enthält 3256 Sterne und obgleich er vermutlich durch instrumentelle Photometrie ersetzt wird, es muß ein See also:Denkmal der intelligenten See also:Geduld überhaupt bleiben. See also:Arbeiten Argelanders wurden nicht zu den Sternen begrenzt, die zum blanken Auge sichtbar sind; durch das Hilfsmittel seiner Assistenten, Dr E. See also:Schonfeld und Dr A. See also:Kruger, koordiniert drei Kataloge von Größen und himmlisches wurden veröffentlicht schließlich (18591862) als das See also:Bonn Durchmusterung, einschließlich der enormen Zahl 324.188 Sternen, und eine zusätzliche See also:Ausgabe, die den Süden mit 133.659 Sternen des Äquators enthält, wurde 1886 veröffentlicht. Dr B. A. See also:Gould (18241896), in seinem Uranometria See also:Argentinien (1879), hat ähnliche Arbeit für 7756 Sterne erledigt, die nur in der südlichen Hemisphäre sichtbar sind, und sein Nachfolger in See also:Cordoba, J. See also: Heis und M. J. C. Houzeau gegeben. Es ist zum Sir John Herschel, daß wir für den ersten erfolgreichen Versuch an der stellaren Photometrie verschuldet sind durch, was benannt werden kann "künstliche" Mittel. Er lenkte das Licht des Mondes (mittels der internen Reflexion eines rechteckigen Prismas) durch ein kleines See also:Objektiv 0-12 inch im See also:Durchmesser und des sehr kurzen See also:Fokus ab (0,23 See also:Zoll.) damit eine Art des künstlichen Sternes in seinem Fokus bilden. Mit Zeichenketten und einem hölzernen See also:Pfosten könnte er diesen künstlichen See also:Stern des Vergleiches verschieben, um in der gleichen Sichtlinie mit jedem tatsächlichen Stern zu sein dessen Licht er vorschlug, zu messen. Andere Zeichenketten ermöglichten ihm, es zu solch einem See also:Abstand vom Auge zu entfernen, daß sein Licht entschieden wurde, um dasselbe wie das des verglichenen Sternes vernünftig zu sein; und der Abstand wurde durch ein abgestuftes Klebeband gemessen. Während er folglich am Cape der guten Hoffnung beschäftigt war, hatte See also: Seidel ein See also:Instrument fast dieselben prinzipiell aber handlicher in der See also: Obs. Harv. vols. xiv und xxxii.) aus zwei Teleskope gesetztem nebeneinander genau nach Osten zeigen, besteht das Licht von den Sternen auf dem See also:Meridian, der schräg in sie durch zwei reflektiert wird See also:Spiegel, die von 45° auf diese Richtung geneigt sind. Wenn es einen Stern genau beim See also:Polen gab, würde eins von diesen Mkterz See also:absolut örtlich festgelegt sein und würde ständig das Licht dieses Sternes hinunter die Mittellinie seines Teleskops reflektieren; in der Praxis kann eine geringfügige Bewegung zum Spiegel gegeben werden, um vorgewählten AnsichtPkkerings im polaren Stern zu halten, ob Polarstern, mit dessen Meridian die helleren Sterne verglichen wurden, oder ein Fotometer Ursae. Minoris, das für schwächere Sterne verwendet wurde. Der zweite Spiegel (der wenig über dem ersten hinaus projiziert, um eine reibungslose Ansicht des Meridians zu erhalten), kann ringsum die Mittellinie gedreht werden. vom Teleskop mittels eines Gezahntradgetriebes und kann folglich gebildet werden, um jeden möglichen Stern auf dem Meridian hinunter das zweite Teleskop zu reflektieren; es wird auch mit einer kleinen See also:Bewegung in der Senkrechtrichtung See also:versehen, um einen Grad oder zwei auf jeder See also:Seite des Meridians zu befehlen. Nahe dem allgemeinen Okular der Teleskope gibt es ein Geisterbildprisma, das das Licht trennt, das von jedem in zwei Bleistifte empfangen wird; der See also:Bleistift der gewöhnlichen Strahlen von einem Gegenstand-Glas wird gebildet, um mit dem der außerordentlichen Strahlen vom anderen übereinzustimmen, und die zwei restlichen Bleistifte werden durch einen Anschlag ausgeschlossen. Die zwei zusammentreffenden Bleistifte überschreiten dann durch ein See also:Prisma See also:Nicol zum Auge des Beobachters, dem, indem das See also:Drehen des Prismas ringsum seine Mittellinie, sie an einem definitiven See also:Messwert abhängig von ihren relativen Intensität ausgleichen kann. Dieser Messwert gibt tatsächlich den Unterschied der Größe zwischen den zwei Sternen, die für Vergleich vorgewählt werden. Es kann erwähnt werden, daß die Position des Geisterbildprismas wichtig ist. Es sollte gerade innen, nicht an sein, der allgemeine Fokus: diese Position verhindert jede wahrnehmbare See also:Farbe in den Bildern und gibt das gewöhnliche und außerordentliche Bleistifte, die eine genügende Trennung an Auge-stoppen, um den gesamten Ausschluß von einem ohne den Verlust irgendeines Teils vom anderen zu ermöglichen. Wenn das Prisma genau am Fokus waren und irgendein See also:Teil der überflüssigen Bilder zugelassen wurden, würden die resultierenden Sekundärbilder mit den anderen übereinstimmen und führen folglich zu Störungen beim Beobachten. Aber im tatsächlichen See also:Aufbau des Instrumentes würden die Sekundärbilder, wenn an See also:allen, nur als zusätzliche Sterne nahe denen unter Beobachtung erscheinen und in Ohnmacht fallen auch, um jede mögliche Unannehmlichkeit zu produzieren. Sie ist von der See also:Anmerkung angemessen diesem Professor Pickering seine Übersicht in die südliche Hemisphäre verlängert hat, damit die Harvardphotometrie von allen das kompletteste ist. Jede Beobachtung besteht aus vier Vergleichen; nach den ersten zwei hebt der Beobachter die Position der Sternbilder auf dem Gebiet auf und hebt auch das Doppeltbildprisma auf. Die ehemalige Vorkehrung ist notwendig, um eine neugierige Störung abhängig von der relativen Position der Bilder zu beseitigen, die einige tenths einer Größe betragen können. Störungen dieser Art See also:beeinflussen alle Schätzungen der relativen Helligkeit von zwei Sternen auf dem gleichen Gebiet, wie wiederholt gezeigt worden ist; ein auffallender See also:Fall wird von A. W. See also:Roberts, von See also:Lovedale, Südafrika gegeben (Mon. nicht See also: Die Masse werden gebildet, indem man das Nicols, bis die Helligkeit des künstlichen Sternes der des Sternes gleich ist, der durch das Gegenstandglas angesehen wird, und Messwert der abgestufte Kreis dreht. (1808-1893) Keilfotometer des Professors Pritchards ist See also:con- structed auf der Grundregel, daß die Absorption des Lichtes, abhängt, wenn sie den See also:Keil durch ein konstantes führt mittleres, caeterisparibus, Fotometer nach der Stärke. Auf dieser Grundregel wird ein dünner Keil aus homogenem und fast abgetöntem Nullglas konstruiert, durch das die Bilder der Sterne, die im Fokus eines Teleskops gebildet werden, angesehen werden. Einfache Mittel contrived für das Messen mit großer Genauigkeit der einiger Stärken, an denen das Licht dieser teleskopischen Stern-Bilder ausgelöscht wird. Auf diese Art kann das Licht jedes möglichen Sternes mit dem des Polarsternes (oder irgendeines anderen vorgewählten Sternes) von observa-tion bereitwillig im Augenblick verglichen werden, und folglich kann ein Katalog von Stern-Größen gebildet werden. Zwei materielle Verbesserungen, die durch Dr E. J. See also:Spitta vorgeschlagen werden, sind von der See also:Nachricht angemessen. Das erste (Soc. Proc. See also:Roy., 1889, 47, 15) behebt einen geringfügigen Defekt in Form von dem Instrument. Wenn ein Bleistift der Strahlen durch einen dünnen Keil des abgetönten Glases überschreitet, alle überschreiten Strahlen nicht durch die gleiche Stärke des Glases. Dr Spitta schlägt zum substi-tute ein Paar Keile mit ihren Stärken vor, die der entgegengesetzten Richtungen sich erhöhen. Indem wir einen Over der andere schieben, erhalten wir eine parallele Platte des Glases unterschiedlicher Stärke, und ein konstanter See also:Lichtstrahl der vernünftigen Maße kann dann zufriedenstellend ausgelöscht werden. Er hat auch eine Fehlerquelle in der Methode "des Auswertens" des Keils unterstrichen und gezeigt, wie man ihn behebt. Der Skalenwert wurde vom Professor Pritchard durch den Gebrauch eines doppelt refracting Prismas des Quarzes und des Prismas Nicol festgestellt. Mit dieser Methode nachher, fand Dr Spitta, daß intern * Reflexionen innerhalb des Prismas Nicol behinderten die Genauigkeit des Resultats, aber, daß diese Störung durch das Verwenden einer verwendbaren See also:Membrane (Mon. nicht R.A.S beseitigt werden könnte. März 1890; Abney, ibid., See also:Juni 1890). Da 1885 systematische Kataloge stellare Helligkeit mit allen diesen Instrumenten konstruiert worden sind und ihm ist vom großen See also:Interesse, die Resultate zu vergleichen gewesen. Die Münze, die das parison im das allgemeinen hat, das eine zufriedenstellende See also:Vereinbarung gezeigt wird, sind Purkinje aber dort kleine See also:Unterschiede, welche fast/' henocertainly systematisch sind, wegen des Unterschiedes der Methode menoa. und Instrument. Eine Ursache solcher Unterschiede, dessen Wirklichkeit, aber von dem der Effekte bis jetzt nicht möglicherweise völlig ausgearbeitet worden sind, ist das "Purkinje-Phänomen" unzweifelhaft ist (archie lxx. 297 Pfliigers). Wenn eine blaue Lichtquelle und eine rote Quelle zum Auge gleichmäßig See also:hell See also:aussehen und wenn die Intensität von jeder im gleichen Verhältnis vermindert wird, sehen sie nicht mehr gleichmäßig hell aus, das jetzt erscheinende See also:Blau das hellere; in den allgemeineren Bezeichnungen hängt das Ausgleichen von zwei anders als farbigen Lichtern durch das Auge nach ihrer Intensität ab. Es ist See also:frei, daß dieses Phänomen alle photometrische Arbeit beeinflussen muß, es sei denn die Sterne alle genau von der gleichen Farbe sind, die wir kennen, daß sie nicht sind. Für lassen Sie uns annehmen, daß der Vergleichsstern des Mittagsfotometers und der künstliche Stern des Fotometers ZSllner mit einem hellen Stern A ausgeglichen wurden und daß sie sein auch verglichenes Zwischense und gleichmäßig hell finden konnten. Dann, wenn ein schwacher Stern B unter Beobachtung kommt und die Intensität der Vergleichssterne beide auf See also:Gleichheit mit B verringert werden, sehen sie nicht mehr bis eins anders gleich aus, es sei denn sie genau dieselben in der Farbe sind. Das heißt, schwankt das beobachtete Verhältnis von Intensität von A und von B mit der Farbe des Vergleichssternes, und ähnlich schwankt es auch mit der Blendenöffnung des eingesetzten Teleskops. Jetzt ist es einer der Verdienste des obenerwähnten Potsdamkataloges, den er Schätzungen der See also:Farben der Sterne sowie ihr magnitudesso gibt, daß wir jetzt zum ersten Mal diese systematischen See also:Informationen haben. In einem interessantesten See also:Abschnitt ihrer See also:Einleitung wird es gezeigt, daß zwei der photometrischen Kataloge Harvards die systematischen Unterschiede zeigen, die zur Farbe und zum Betragen fast Hälfte ein Größe passend sind: und daß das Purkinje-Phänomen eine zufriedenstellende Erklärung dieser Unterschiede ist. Dieses ist die erste Instanz, in der der Effekt dieses Phänomenes im See also:Kasten der Sterne gemessen worden ist, obwohl es bekannt, um vernünftig zu sein. Aber es gibt einen See also: Die anderen Farben verschwinden bei den folgenden Intensität, ganz ausgedrückt in den ten-millionths der Vorlage: D bei 350, E bei 35, F bei 17 und G bei 15. Wenn dann wir eine Mischung von zwei Lichtern hatten, flehen eins von c-Farbe so hell wie vor und das andere von G-Farbe die schwächeren Zeiten (eine See also:Kombination, in der das Auge nicht imstande sein würde, das G-Licht an allen zu unterscheiden) an, und wenn wir fortwährend die kombinierte Intensität verringerten, würde die Helle des c-Lichtes soviel See also:schnell als das des G vermindern, den der letzte anfangen würde, zu erklären selbst, und als die kombinierten Intensität auf 22.000 ten-millionths des ursprünglichen Wertes verringert wurden, würde das c-Licht ganz verschwunden sein, während das G-Licht nicht wurde. Folglich würde die Farbe des Lichtes reines Veilchen erscheinen, obwohl sie ursprünglich tiefrot war. Dieser Extremfall zeigt, daß der "letzte See also:Strahl zum Verschwinden", wenn ein Licht stufenweise kann in der Farbe zu dem des ursprünglichen Lichtes sehr unterschiedlich sein ausgelöscht wird und wenn üblichere Licht-Mischungen, wie die des Tageslichtes betrachtet werden und starlight, die zum Auge fast weiß aussehen, der "letzte Strahl zum Verschwinden" gefunden wird, um im Grün, sehr nahe E im Spektrum zu sein. Dieses Resultat hat zwei wichtige See also:Lager auf dem Gebrauch des Keilfotometers. An erster See also:Stelle entweder der Keil selbst sollte von einer grünlichen Farbe sein, oder grünes Licht sollte benutzt werden, wenn man den Einstufenwert findet (das See also:konstante B in der See also:Formel m=A+Bw). In der Sekunde stimmen die Sterngrößen, die durch Löschung mit dem Keil erhalten werden, besser mit denen überein, die durch See also:Fotographie erreicht werden, als die, die mit anderen Sichtfotometern erreicht werden, da fotographische Tätigkeit hauptsächlich durch Strahlen von E zu G im Spektrum produziert wird, und dem e-Licht des entscheidenden Wertes mit dem Keilfotometer dieses Licht im Buchstaben als das d-Licht näher ist, mit dem andere Fotometer hauptsächlich gebetroffen werden. Es würde auch scheinen, daß die Resultate, die mit dem Keilfotometer erreicht werden, von der Blendenöffnung des Teleskops eingesetzt unabhängig sind, das nicht der Fall mit anderen Fotometern ist. Jetzt überschreiten zur See also:Betrachtung der fotographischen Methoden, wird es gefunden, daß, wenn eine Platte den Sternen ausgesetzt wird, das Bildfoto der helleren Sterne größer und schwärzer als Graphik die von den schwächeren sind, und da die Belichtung das Foto ist, das der See also:Zunahme der ues des Größen- und Schwärzungsgradcontin- metry. ausgedehnt wird. Viel des Lichtes wird zu einem genauen Fokus geholt, aber, infolge von der Unmöglichkeit des vollkommenen See also:Achromatism im Fall von den Refraktoren und zur uncorrected See also:Abweichung, zur See also:Beugung und vielleicht zu einer geringfügigen See also:Diffusion (Zerstäubung) in beiden Refraktoren und in Reflektoren, gibt es die Strahlen, die nicht zum genauen Fokus kommen, gruppiert in den Ringen von Intensität stufenweise außerhalb vermindernd vom Fokus. Während die Helligkeit des Sternes sich erhöht oder während die Zeit der Belichtung ausgedehnt wird, bilden äußere und schwächere Ringe ihren Eindruck auf der Platte, während der Eindruck auf - innere Ringe wird tiefer. Folglich die Zunahme des Durchmessers und des Schwärzungsgrad der Sternscheiben. Während diese sich gleichzeitig erhöhen, können wir die Größe des Sternes schätzen, indem wir entweder die Zunahme des Durchmessers oder des Schwärzungsgrad oder beider merken. Es gibt infolgedessen eine Vielzahl in den Methoden, die für die See also:Bestimmung von Sterngrößen durch Fotographie vorgeschlagen werden. Aber vor ' in Betracht dieser unterschiedlichen Methoden, gibt es einen See also:Punkt, der sie alle beeinflußt, der vom grundlegenden Wert ist. In der Fotographie kommt eine neue Variable in, welches nicht Auge-Beobachtungen nämlich die Zeit der Belichtung beeinflußt, und es ist notwendig, um zu betrachten, wie man passende See also:Genehmigung für es bildet. Es gibt ein einfaches See also:Gesetz, das im Kasten der hellen See also:Lichter und der schnellen Platten zutreffend ist, das, indem man die Belichtung verdoppelt, die der gleiche fotographische Effekt wie durch die Intensität einer Lichtquelle zweifach erhöhen produziert wird, und soweit dieses Gesetz hält, gibt er uns eine einfache Methode des Vergleichens von Größen. Leider bricht dieses Gesetz unten für schwache Lichter. Sir W. Abney, der ein kräftiger Fürsprecher für die komplette Genauigkeit dieses Gesetzes oben bis 1893 gewesen war, dadurch, daß Jahr ein See also:Papier zur königlichen Gesellschaft auf dem Ausfall des Gesetzes See also:las und fand, daß es ausfällt, wenn Belastungen durch eine Amylacetatlampe an r ft. auf See also:o'.00i verringert werden und "fällt signally" für schwache Intensität des Lichtes aus; in der Tat scheint es möglich, daß es eine Begrenzungsintensität gibt, über der hinaus keine Belastungsdauer jeden vernünftigen Effekt produzieren würde. Dieses war gehabte See also:Nachrichten für Astronomen, die schwache Lichter beschäftigen müssen, denn a.simple-Gesetz dieser Art würde vom großen Wert in der komplizierten See also:Abteilung von Photometrie gewesen sein. Aber es scheint möglich, daß eine bestimmte Änderung oder ein Äquivalent des Gesetzes in der Praxis verwendet werden können. Professor See also: 775) ist, und ein nah ähnliches Resultat ist von Dr Schwarzschild mit der zu erwähnenden Methode momentan erreicht worden. Sterne der unterschiedlichen Größen beeindrucken auf den unterscheidenen Plattenbildern in der Größe und im Schwärzungsgrad. um das magni-Diatneterastude vom Buchstaben des Bildes festzustellen, ist der einfachste Test der Quantität, um zu messen der Durchmesser des Bildes, Größe und wenn Maße der Position mit einem See also:Mikrometer gebildet werden, ist es eine einfache Sache, den Durchmesser, trotz der Unbestimmtheit des Randes außerdem zu notieren. Dementsprechend finden wir, daß verschiedene See also:Gesetze für das Darstellen der Größe eines Sternes durch den Durchmesser seines Bildes vorgeschlagen worden sind, obwohl diese normalerweise, als Einleitung, als Relationen zwischen dem Durchmesser und der Zeit der Belichtung ausgedrückt worden sind. So fand G. P. Bond den Durchmesser, um sich zu erhöhen wie die quadratische ofthebelichtung, Turner als der Würfel, Pritchard als die 4. See also:Energie; während W. H. M. See also:Christie das Gesetz gefunden hat, das der Durchmesser als das Quadrat des See also:Logarithmus der Belichtung innerhalb bestimmter Begrenzungen verändert. Es gibt offenbar kein Universalgesetz -- es schwankt mit dem Instrument und dem platebut für ein gegebenes Instrument und überzieht ein empirisches Gesetz kann abgeleitet werden. Oder, ohne irgendein Gesetz an allen abzuleiten, kann eine See also:Reihe Bilder von den Sternen der bekannten Helligkeit produziert werden und bekannte Belichtungen und mit diesem als See also:Skala des Hinweises, die Größen anderer Bilder können durch See also:Interpolation geschlossen werden. Ein wichtigstes Stück systematische Arbeit ist durch das Maß der Durchmesser im Cape fotographisches Durchmusterung durchgeführt worden (vols, iii., iv. und See also: Das Resultat ist, daß diese Bilder nicht mehr bemerkenswert in Größe schwanken, aber nur im Schwärzungsgrad oder in der See also:Dichte; und daß diese Abstufung der Dichte durch eine See also:breite Strecke der Größen erkennbar ist. Auf einer Platte, die im guten Fokus normalerweise genommen wird, gibt es eine Abstufung der gleichen Art für die schwächsten Sterne; die kleinsten Bilder sind alle ungefähr von der gleichen Größe, aber schwanken in See also:Ton von Grauem zum Schwarzen. Aber, sobald das Bild See also:Schwarzes wird, das es der Größe sich erhöht, und die Änderung in der Dichte ist nicht See also:einfach zu folgen. Die Bild-heraus-von-Fokusmethode scheint sehr vielversprechend, durch die erschienenen Resultate Dr Schwarzschild zu urteilen, die eine vorbereitete Vergleichsskala von Dichten benutzten, und interpolierte für jeden möglichen gegebenen Stern von ihr. Die zufriedenstellendste fotographische Methode würde zweifellos Größe und Schwärzungsgrad berücksichtigen sollen, um die Gesamtablagerung im Film d.h. zu messen; See also:AS zum Beispiel durch das Vermitteln des vollständigen Bildes in einem gegebenen Lichtstrahl und das Messen der Verminderung des Lichtstrahls verursacht durch das Hindernis. Aber kein beträchtliches Stück Arbeit ist bis jetzt auf diesen Linien versucht worden. Sogar in einer schnellen See also:Skizze von so umfangreichem muß ein Thema irgendeine Nachricht von der Anwendung von Photometrie zur Ermittlung der relativen See also:Menge des Lichtes genommen werden empfangen worden auf dem Licht der Masse von der See also:Sonne, der See also: Bouguer fand, daß dieses Licht dem einer See also:Kerze gleich war, die bei 16 inch von seinem Auge angesehen wurde. Ein ähnliches Experiment wurde mit dem Licht des Vollmonds wiederholt. Das jetzt gebildete Bild war nur zweidrittel eines Zoll im Durchmesser, und er fand, daß das Licht dieses Bildes mit dem der gleichen Kerze See also:vergleichbar war, die in einem Abstand von ö ft angesehen wurde. Von diesen Daten und von einer sehr einfachen Berechnung folgte es, daß das Licht der Sonne ungefähr 256.289mal war, die vom Mond. Andere gefolgte Experimente und der Durchschnitt aller Resultate waren, daß das Licht der Sonne ungefähr 300.000mal das durchschnittliche Licht eines Vollmonds, beide war, die in den Himmeln an den gleichen Höhen angesehen wurden. Die Details werden im d'optique Traite Bouguers gefunden. W. H. See also:Wollaston in 1829 versuchte eine Reihe Experimente, in denen das Verhältnis 801.072 erreicht wurde; aber die Auslassung bestimmter notwendiger Vorkehrungvitiates das Resultat (Phil. Trans. 1829). See also:Bindung (Mem. Amer. Acad. 1861, P. 295) nahm einen anderen Prozeß an. Er bildete das Bild der Sonne auf einer versilberten See also:Kugel ca. 10-inch-Durchmessers; das Licht dieses Bildes wurde an an eine kleine See also:mercurial Thermometerbirne mitgeteilt; und dann wurde dieses zweite Bild verglichen, mit einem Bengallicht also bewog, daß die Lichter schienen, gleich zu sein. Der gleiche Prozeß wurde mit dem Vollmond anstelle mit von der Sonne angenommen. Das Resultat war, daß das Licht des Sonnen 470.980mal war, die vom Mond. Seidel, See also:lange zuvor dieses Datum das Licht des Mittelvollmonds mit dem von See also:Jupiter in der Mittelopposition verglichen hatte; sein Resultat ist 6430. So auch dieses Licht von Jupiter wurde gefunden, um Zeiten •4864 zu sein, die von See also:Venus an ihr am hellsten; und Jupiter wurde gefunden, um 8,2mal das Licht von einem Lyrae zu geben. Wenn dann diese See also:Zahlen im See also:Vertrauen angenommen werden konnten, sollten wir die Mittel des Vergleichens des Lichtes haben, das von der Sonne mit dem empfangen wird, das von irgendwelchen der Sterne empfangen wird. Diese prekären Zahlen auf den Behörden der Bindung und des Seidel annehmend, haben wir die folgenden Resultate: Licht des Sonnen = 470.980 die vom Vollmond. = 622.600.000 "Venus an ihr am hellsten. = 302.835.000, Jupiter an der Mittelopposition. = 5.970.500.000 "Sirius. Zuletzt Bouguer, durch das Vergleichen des Lichtes des Vollmonds angesehen an den unterschiedlichen Höhen mit einem künstlichen Licht, gefunden, daß die Atmosphäre • 1877 des hellen Ereignisses auf ihr am See also:Zenith jedes möglichen Platzes aufsaugt. Professor Pritchard, von den photometrischen Maßnahmen, die in See also:Kairo ergriffen wurden, fand diese Zahl, um •157 zu sein. In See also:Oxford, das es Ermittlung •209. folglich Bouguers war, zeigt eine Aufnahmefähigkeit in der Atmosphäre von See also:Bretagne gerade See also:mittler zwischen denen von Oxford und von Kairo an. Seidel in München drückt "Überraschung" am Finden seiner eigenen Resultate so fast übereinstimmend mit Bouguers aus. Obgleich eher außerhalb des Gebietes von Photometrie in der strengen Richtung, ein Wort oder zwei über neue Versuche hier gesagt werden können, die See also:Hitze zu messen, die von den Sternen empfangen wird, der erste bildend mit dem "Radio-Mikrometer" von C. V. Boys. (Soc. 1890 Proc. Roy.). Dieses ist ein extrem empfindliches Instrument für sehr wenig messende leuchtende Hitze und besteht aus einer sehr hellen Hitze vom thermoelektrischen See also:Stromkreis (zwei kleine Stäbe See also:Antimon die Sterne und das See also:Wismut löteten zusammen bei einem See also:Rand, den äußeren Rändern, die durch ein See also:Band der kupfernen See also:Leitung angeschlossen wurden), verschoben durch eine Quarzfaser (eine Torsionsfaser des sehr größten sensitiveness) auf einem starken magnetischen Gebiet. Eine minuziöse Quantität leuchtende Hitze fallend auf eine der Verzweigungen des Stromkreises stellt einen Strom im Stromkreis auf, der sich folglich auf dem magnetischen Gebiet dreht, bis geholt, um durch die Torsion der Faser stillzustehen. Für Gebrauch auf den himmlischen Körpern wird die leuchtende Hitze gesammelt, um zu fokussieren durch ein reflektierendes Teleskop (ein Gegenstand-Glas würde es aufsaugen), und wenn das Teleskop auf den Mond gezeigt wird, wird die unterschiedliche See also:Strahlung von den unterschiedlichen Teilen der See also:Scheibe schön gezeigt. Keine Hitze kommt vom unlitteil, und des belichteten Teils wird das Maximum nahe vom See also:Glied erreicht. Aber, als gezeigt auf die hellsten Sterne, wurden keine Anzeigen erhalten, obgleich das Instrument genug empfindlich ist, die Hitze von eine Kerze mehr als eine Meile zu ermitteln weg. Es scheint sicher, daß Anzeigen über Hitze von den Sternen, die von den vorhergehenden Beobachtern erhalten werden, See also:unecht sein müssen. Es ist auch See also:offenkundig, daß, zufriedenstellenden empfindlicheren Apparat der Resultate zu erhalten sogar geplant werden muß, und indem sie ein See also:Radiometer und die leistungsfähigen Betriebsmittel der See also:Sternwarte E. F. See also:Nichols See also:Yerkes verwendete, das 1898 und I90o gefolgt wird, wenn, Anzeigen über Hitze von See also:Arcturus und von See also:Vega, sowie von Jupiter und See also:Saturn (astrophysikalisches Journ. xiii, Fäule) erhalten empfing, die Hitze Sein vergleichbar mit der von einem m. der Kerze 6 weg. Wir können neben diesem Resultat setzen, das durch W. J. See also:Dibdin (Soc. April 1892 Proc. Roy.) erreichte, das Kerze-Licht mit einundzwanzig Sternen verglich, die zur 6. Größe sich erstrecken, und fanden das Licht eines zweiten Größensternes, der dem einer Kerze an 12õ ft gleich ist. (H. H. T.) PHRAATES (PHRAHATES; See also:Pers. Frahat, modernes Ferhat), der Name von fünf Königen See also:Parthian. 1. PHRAATES I., Sohn von Priapatius, regierte c.-` 175-170 B.C. Er überwand das Mardi, einen Gebirgsstamm im See also:Elburz (See also:Justin xli. 5; Isid. Charac. 7) Er starb See also:Junge und ernannte als sein Nachfolger nicht einer seiner Söhne, aber sein See also:Bruder See also:Mithradates I. (Justin xli. 5). 2. PHRAATES II., Sohn von Mithradates I., das conqueror von Babylonia, regiertes 138-127. Er wurde in 130 von See also:Antiochus VII. Sidetes angegriffen, der jedoch in 129 in einer großen See also:Schlacht in den Mitteln besiegt und getötet wurde, die die See also:Richtlinie See also:Seleucid östlich des See also:Euphrates beendeten (sehen Sie SELEUCID-See also:DYNASTIE). Unterdessen wurde das Königreich durch das Scythians (das Tochari von See also:Bactria) eingedrungen, das Antiochus geholfen hatte. Phraates marschierte gegen sie, aber wurde besiegt und getötet (xlii Justin. 1; Johannes See also:Antioch, Spant 66). 3. PHRAATES III., "der See also:Gott" (See also:Phlegon, Spant 12 AP. See also:Kabeljau 97 See also:Photius und auf einigen seiner Münzen), gefolgt worden seinem Vater, See also:Sanatruces, mit 70 B.C., zur Zeit als See also:Lucullus sich vorbereitete, See also:Tigranes von See also:Armenien in See also:Angriff zu nehmen, das in Westasien Oberst war und hatte, wrested See also:Mesopotamia und einige See also:vassal Zustände vom Königreich Parthian. Natürlich Phraates gesunken, um Mithradates von See also:Pontus und von Tigranes gegen das See also:Romans zu unterstützen (sehen Sie TIGRANES). Er stützte seinen Son-in-law, das jüngere Tigranes, als er gegen seinen Vater sich auflehnte, und drang Armenien ein (65 B.C.) im Bündnis mit See also:Pompey, das Mesopotamia zum Parthians verließ (Dio. See also:Cass. See also:xxxvi. 45, 51; See also:Appian, Mithr. 104; Liv. Epit.-See also:loo). Aber Pompey lief bald den See also:Vertrag über; er bestätigte das Älteste Tigranes, nahm dem König seinen Sohngefangenen, besetzt den vassal Zuständen Gordyene und See also:Osroene für das Romans, und den See also:Titel "König der Könige verweigert,", die Phraates wieder angenommen hatte, Parthian (Plut. Pomp. 33, 38; Dio. Cass. See also:xxxvii. 5 folgend). Ungefähr 57 Phraates wurden durch seine zwei Söhne, See also:Orodes I. und Mithradates III ermordet. 4. PHRAATES IV., Sohn von Orodes I., von dem er Nachfolger in 37 B.C. ernannt wurde, nach dem See also:Tod von See also:Pacorus. Er ermordete bald seinen Vater und alle seine dreißig Brüder (xlii Justin. 5; Plut. Crass. 33; Xlix Dio Cass.. 23). Er wurde in 6 von See also:Antonius (See also:Markierung Antony) angegriffen, das durch Armenien in Mittel Atropatene marschierte, und war besiegt und das grössere Teil seiner See also:Armee verlor. Das Glauben verriet durch Artavasdes, König von Armenien, drang er sein Königreich in 34 ein, nahm ihm Gefangenen und folgerte einen Vertrag mit einem anderen Artavasdes, König von Atropatene. Aber, als der See also:Krieg mit Octavianus See also:Augustus ausbrach, könnte er nicht seine Eroberungen beibehalten; Phraates gewann Atropatene zurück und fuhr Artaxes, den Sohn von Artavasdes, zurück in Armenien (xlix Dio. Cass.. 24 sqq., 39 folgend, 44; cf. Li 16; Plut. Antonius, 37 folgend). Aber durch seine vielen Grausamkeiten, die Phraates hatte, roused den Protest seiner Themen, die See also:Tiridates II. zum See also:Throne in 32 anhoben. Phraates wurde durch das Scythians wieder hergestellt, und Tiridates See also:floh in See also:Syrien. Das Romans hoffte, daß Augustus die See also:Niederlage von See also:Crassus auf dem Parthians avenge, aber er stellte sich mit einem Vertrag zufrieden, durch den Phraates zurück die Gefangenen und die eroberten See also:Adler gab (20 B.C., Mon. Anc. 5, 40 sqq.; Xlii Justin. 5); das Königreich von Armenien auch wurde als römische Abhängigkeit erkannt. Bald danach schickte Phraates, dessen größte Feinde seine eigene See also:Familie waren, Augustus fünf seiner Söhne als Geiseln und so bestätigte seine Abhängigkeit auf See also:Rom. Dieser See also:Plan, den er auf See also:Rat eines italienischen concubine annahm, das er seine gesetzmaßige See also:Frau unter dem Namen von "die Göttin Musa" bildete; ihr Sohn Phraates, See also:allgemein genannt Phraataces (eine diminutive Form), ernannte er Nachfolger. Ungefähr 4 B.C. er wurde von Musa und von ihrem Sohn ermordet (Josephameise xviii. 2, 4). 5. PHRAATES V. oder PHRAATACES, der jüngere Sohn von Phraates IV. und die "Göttin Musa," mit, wem ist er auf seinen Münzen dazugehörig. Unter ihm bedrohte ein Krieg, mit Rom über das supremacy in Armenien und in den Mitteln auszubrechen. Aber, als Augustus seinen angenommenen Sohn See also:Gaius See also:Caesar in das See also:Ost sendete, um See also:Parthia einzudringen, zog das Parthians es vor, einen Vertrag (A.D. 1) zu folgern, durch das noch einmal Armenien wie im römischen See also:Bereich erkannt wurde (Dio. Cass. lv.-ro; Fäule Velleius ii.). Bald nach Phraataces und seiner See also:Mutter slain durch das Parthians, über A.D. 5 (Josephameise xviii. 2, 4). Zusätzliche Informationen und AnmerkungenEs gibt keine Anmerkungen dennoch für diesen Artikel.
» Addieren Sie Informationen oder Anmerkungen zu diesem Artikel.
Bitte Verbindung direkt zu diesem Artikel:
Heben Sie den Code unten, rechtes Klicken, hervor und wäen Sie "Kopie." vor, Kleben Sie sie dann in Ihr website, in email oder in anderes HTML. Stationieren Sie Inhalt, Bilder und Layout copyright © 2006 - Net Industries, weltweit. |
|
|
[back] HIMMEL, FREDERICK-HENRY (1765-1814) |
[next] HIN- UND HERBEWEGUNG (in Flöckchen O. Eng. und flo... |