Dr. J. B. Messerschmitt: Ergebnisse von Sextantenprüfungen an der Deutschen Seewarte. 
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3’ 
Um einen Anhaltspunkt über den Einfluss der Neigung des kleinen Spiegels auf die Winkelmessungen 
zu haben, möge die nachstehende kleine Tabelle dienen, für deren Berechnung der Schärfungswinkel /3=15° 
angenommen wurde. 
Beobachteter 
Winkel 
Je = 1' 
k = 3' 
k = 5' 
k = 10' 
k = 20' 
30' 
3!7 
33*6 
93*3 
373*2 
1492*8 
1° 
1.9 
16.8 
46.6 
186.6 
746.4 
2° 
0.9 
8.4 
23.3 
93.3 
373.2 
3° 
0.6 
5.6 
15.5 
62.2 
248.8 
4° 
0.5 
4.2 
11.6 
46.7 
186.1 
5° 
0.4 
3.3 
9.3 
37.3 
149.3 
10° 
0.2 
1.7 
4.7 
18.7 
74.6 
Aus dieser Tabelle geht hervor, dass die Neigung des kleinen Spiegels ziemlich gross sein muss, wenn 
sie auf die Beobachtung selbst von kleinen Winkeln von schädlichem Einfluss sein soll. Da in der Praxis 
aber Winkel unter 10° nicht sehr häufig Vorkommen und für grössere Winkel der Einfluss rasch abnimmt, 
so ist im allgemeinen aus diesem Grunde eine starke Fehlerquelle auf die Messungen nicht zu befürchten. 
Ueberdies ist es leicht, den Spiegel etwa innerhalb 1' senkrecht zur Sextantenebene zu stellen, in welchem 
Falle die Winkelmessungen auch von kleinen Winkeln nicht leiden. 
Fernrohr. 
Gegenüber dem kleinen Spiegel befindet sich auf dem äussersten Radius des Sextantenkörpers ein 
Ring, der die Visirvorrichtung trägt. Diese kann entweder ein Diopter oder ein Fernrohr sein. Bei Oktanten 
namentlich älterer Konstruktion besteht das Diopter vielfach aus einer kreisförmigen Platte, in dessen Mittel 
punkt sich ein kleines Loch befindet, welches vor den Ring geschoben werden kann. Statt dessen wird 
auch gewöhnlich nur ein einfaches Rohr (Durchsicht) in Gestalt eines Fernrohrs ohne Linsen verwendet, 
dessen Länge etwa 80 mm beträgt und das an Stelle des Objektivs eine Oeffnung von 10 bis 12 mm und des 
Okulars eine solche von 1 bis 5 mm besitzt. Es ist besser, wenn diese Oeffnung nicht zu gross ist, etwa 
2 bis 3 mm dürften am geeignetsten dafür sein. Für genauere Beobachtungen verwendet man jedoch all 
gemein Fernrohre. Dabei sind die Sextanten mit einem astronomischen (umgekehrtes Bild) und einem 
terrestrischen (aufrechtes Bild) Fernrohr ausgerüstet; die Oktanten und Halbsextanten dagegen nur mit 
einem terrestrischen Fernrohr. 
Das astronomische (Keplersche) Fernrohr besitzt gewöhnlich eine Objektivöffnung von etwa 17 mm und 
hat eine Länge (Brennweite) von 180 bis 200 mm. Die Vergrösserung des Okulars ist im Durchschnitt 6- 
bis 8-facli, manchmal findet man auch schwächere Vergrösserungen, oder es sind zwei Okulare heigegeben, 
von denen das eine 5- bis 7 mal und das andere 9- bis 12 mal vergrössert. Das astronomische Fernrohr 
hat gewöhnlich ein Fadennetz mit vier sich rechtwinklig schneidenden Fäden, die vom Mittelpunkt gleich 
weit abstehen. 
Das terrestrische (Galiläische) Fernrohr ist von gleicher Objektivöffnung wie das astronomische. Seine 
Vergrösserung beträgt dagegen nur 2*/2 bis 5. Für Nachtbeobachtungen wird jetzt häufig ein sog. Stern- 
fernrolir mitgegeben, dessen Objektivöffnung mit etwa 37mm doppelt so gross ist, als die der anderen 
Fernrohre. Seine Vergrösserung ist dreifach. Das Fernrohr hat durch das grössere Objektiv und die 
schwächere Vergrösserung eine bedeutende Lichtstärke, weshalb es zu Beobachtungen von Sternen in der 
Dämmerung oder bei Mondschein sich auch besonders eignet. 
Sollen die Beobachtungen sicher und leicht ausgeführt werden können, so muss das Fernrohr gut 
konstruirt und das Objektiv eine genügend grosse Oeffnung haben. Diese beiden Bedingungen sind in unseren 
Fällen fast immer erfüllt, besonders ist die Objektivöffnung bei fast allen Fabrikanten die gleiche. 
Das Objektiv besteht aus einer achromatischen Linse, die in der Mehrzahl aus einem doppelt konvexen 
Kronglase und einem konkavplanen Flintglase zusammengesetzt ist. Betrachtet man das von einer solchen 
Linse kommende Bild mit einem einfachen doppelt konvexen Okular, so hat man ein einfaches astronomisches 
Fernrohr, in welchem die Bilder umgekehrt erscheinen. Das einfache Okular hat den Fehler der chromatischen 
und der sphärischen Abweichung, welche von der Farbenzerstreuung hei der Brechung der Lichtstrahlen