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So entdeckten beispielsweise die Brüder Henry im Jahre 1885 den später besonders durch die Arbeiten des Professors Dr. Max Wolf zu einer gewissen Berühmtheit gelangten Maja- Nebel in den Plejaden, und ähnliche Resultate haben sich seitdem wiederholt ergeben. Außer vielen anderen fand M. Wolf bei 11stündiger Belichtung in drei Nächten, vom 11.—13. Sep- tember 1891, den durch seine Form so interessanten„Amerika-Nebel“. Ferner zeigte die Aufnahme des Nebels Messier 51, des berühmten Spiralnebels in den Jagdhunden, am Croßley-Reflektor der Lick-Sternwarte durch Keeler bei drei- bis vierstündiger Belichtung noch sieben kleinere, bisner unbekannte Nebelflecke in dessen Nähe auf einer Fläche des Himmels, welche kaum einen Quadratgrad umfaßt. Ja eine bei dreistündiger Exponierung am selben Instrument durch Coddington am 21. Dezember 1897 erhaltene Aufnahme des großen Andro- meda-Nebels, Neuer Generalkatalog 224, zeigt in dessen Umgebung auf der gleichen Fläche nicht weniger als 31 neue kleine Nebel, und eine Platte, welche Keeler ebendaselbst bei 3 ½ stündiger Belichtung von einem schon J. Herschel bekannten Nebelfleck im Pegasus(N. G.-K. 7479) erhielt, brachte außerdem noch 20 andere Nebel in dessen unmittelbarer Nähe an das Licht.

Die Astro-Photographie hat sogar ergeben, daß der Weltraum allenthalben von Nebel- massen erfüllt ist. Professor Archenhold hat solche Verschleierungen des Hlimmelsgewölbes im Perseus auf photographischem Wege festgestellt, und M. Wolf hat durch entsprechend lange Belichtung gefunden, daß der von den Brüdern flenry photographisch entdeckte Maja- Nebel in den Plejaden sich viel weiter nach Osten ausdehnt, als ursprünglich angenommen wurde. Besonders die zahlreichen photographischen Aufnahmen von M. Wolf, welche ganze Sternbilder umfassen, zeigen, daß viele isoliert, aufgeführte Nebel durch höchst feine Nebel- massen mit einander in Verbindung stehen, so im Schwan, im Cepheus und in der Kassio- peja. Selbst in dem letztgenannten, an ausgedehnten, strukturreichen Nebeln ärmeren Stern- bilde erscheinen große Partien des flimmels, besonders die sternreichsten, auch mit feiner Nebelmaterie erfüllt.(Siehe hierüber Astronomische Nachrichten Nr. 3214.) Im Jahre 1894 schreibt Professor Dr. M. Wolf:„In zukünftigen General-Katalogen wird man für gewisse Gegenden des flimmels immer mehr davon abkommen, von einzelnen selbständigen Nebeln zu sprechen, und die Ortsangaben werden sich auf die Verdichtungszentren oder besonders augenfällige Punkte der Konturen der größeren Nebelmassen beziehen müssen.“

Auch zur Ermittelung der Parallaxen der Fixsterne ist die fHlimmelsphotographie mit vielem Erfolge herangezogen worden. Diese Ermittelung hatte früher ungemein große Schwierigkeiten, und ihre Ergebnisse waren immerhin noch zweifelhaft. Die Kleinheit der zu ermittelnden Größe gibt den unvermeidlichen Beobachtungsfehlern einen überwiegenden Ein- fluß, und infolge dessen sind die Ergebnisse, welche von verschiedenen Seiten bei denselben Sternen erhalten wurden, oft sehr von einander abweichend. Ja selbst bei demselben Beobachter ergaben sich unerklärliche Abweichungen. So erhielt Bessel für den bekannten Doppelstern 61 Cygni, dessen bedeutende Eigenbewegung auf eine verhältnismäßig große Nähe schließen ließ, aus mikrometrischen Messungen während der ersten vierzehn Monate als Parallaxe den Wert 0,357“, aus den Messungen während der drei letzten Monate dagegen 0,536“, und die wahrscheinliche Ursache des Fehlers ließ sich trotz zahlreicher Versuche und Rechnungen nicht ermitteln. Als Parallaxe desselben Fixsterns erhielten: Johnson aus seinen Messungen während der ersten elf Monate 0,526“, aus denjenigen während der letzten sieben Monate 0,192“, Struve 0,511“, Auwers 0,564“. Welchen bedeutenden Vorteil die Himmels-