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die sämmtlichen Gläser des Fernrohrs geschwächt wird, soD 2

ist H = m.

r D 2

; L = in.

d^.G" d-

1)

So lange nun 6? <— ist, ein Umsland, der wohl nurd

bei Fernröhren statt findet, welche eine bedeutende übjectiv-Oeffnung und eine geringe Vergrösserung haben, bleibt II

])

constant und — in. Denn wenn G kleiner als — ist, so

d

wird der Durchmesser des Lichtbüschels beim Austritte ausdem Oculare grösser, als die Pupille ihn fassen kann; sienimmt daher nicht mehr von ihm auf, als sie erhalten würde, wenndas Objectiv nur den Durchmesser G. d hätte. Der grösst-möglichste Werth von // ist also auch = m, und kann imFernrohre nie grösser werden. Da nun m bei den bestenAchromaten nur —. 0,85 ist, so ist die Helligkeit eines Ge-genstandes immer mit blossem Auge am grössten. Sobald

G grösser als — ist, nimmt die Helligkeit schnell, wie dasd

Quadrat von G, ab.

G

1 j hingegen, oder die Lichtstärke ist constant, sobald

- oder > ^ wird, vorausgesetzt, dass das Gesichtsfeld nochd

immer den ganzen vergrösserten Gegenstand fasst. L kannalso sehr gross werden, wenn D gross wird, und diess istdie Ursache warum man ausserordentlich schwache Sternedurch ein Fernrohr mit grossem Objective sehen kann. DerDurchmesser der Pupille d (den man ungefähr rr £ Zollannimmt) ist nicht allein für verschiedene Beobachter, son-dern auch nach der absoluten Lichtstärke des betrachtetenGegenstandes verschieden; z. B. kleiner wenn man den Mond,grösser wenn man den Saturn betrachtet ; kleiner wenn man denMond durch ein Fernrohr von 5 Zoll, als durch eines von1 Zoll Oeffnung beobachtet.

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