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ben, und die Hegeln, welche man bei seiner Anwendung,und Correction befolgen muss, näher zu erläutern.

Idas astronomische Fernrohr in seiner einfachsten Ge-stallt, bestellt aus zwei bi-convexen Linsen; die grössere vonbeiden A B Fig. 12 , welche auf den zu beobachtendenGegenstand gerichtet wird, heisst die übjectivlinse, unddie andere, weit kleinere, durchweiche der Beobachter sieht,heisst die Ocular- oder Augenlinse. Die vordem undhinteren Oberflächen jeder dieser beiden Linsen, bilden Aus-schnitte sphärischer Oberflächen, von verschiedenen Radien,welche Krümmungs-Halbmesser genannt werden. Unter deroptischen Achse einer Linse, versteht man diejenige Linie,welche durch die Mittelpunkte der sphärischen Oberflächengeht, welche diese Linse begränzen. Wenn ein Fernrohrgut zusammengestellt ist, so müssen die Achsen des Objectivsund des Oculars, in einer geraden Linie liegen, welche dieMitte des Objectivs und Oculars verbindet; diese geradeLinie heisst die optische Achse des Fernrohrs.

Wir wollen nun annehmen, dass unser Fernrohr, odergenauer ausgedrückt, seine optische Achse, auf irgend einenbeliebigen Stern gerichtet sei; so kann man wegen der gros-sen Entfernung der Sterne annehmen, dass die von diesemSterne ausgehenden Strahlen $ A, S C, S ß und die übri-gen Fig. 12', alle unter sich parallel auf das Objectiv A Bfallen; einer von diesen Strahlen $ U, geht durch die opti-sche Achse des Fernrohrs selbst, und behält dabei seineursprüngliche Richtung, denn indem er an die Linsen tritt,geht er senkrecht durch ihre Oberflächen hindurch; aberalle anderen Strahlen, welche durch die biconvexe Linsedes Objectivs durchgehen, erleiden eine Brechung, wodurchihre anfängliche Richtung geändert wird, und wenn dieLinsen in Vergleich zu den Krümmungs-Halbmesser ihrerOberflächen sehr klein sind, so werden diese Strahlen ausder Objectivlin.se convergent oder zusammenlaufend austre-