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Astrophotographie. 275 
man es hier mit einer breiten Linie oder mit der Vereinigung mehrerer Linien 
zu thun hat. Besonders aber ist dieser Unterschied an der Helligkeit der Linien 
(im Negativ) zu erkennen, da bei Vereinigung mehrerer Linien eine Linie von 
matterem Aussehen entsteht, als dies im Allgemeinen bei Einzellinien der Fall ist. 
Mit dem Ausmessen der Linien am Spectrogramm ist eigentlich noch nichts 
erreicht, da man nur Differenzen zwischen den Entfernungen der Linien in z. B. 
Millimetern ausgedrückt erhált. Wenn man aber ein absolutes Maass haben will, 
so muss man mit dem Comparator genau so verfahren, wie bei einem Spectral- 
apparat, wo man sich mit Hilfe bekannter Linien (immer am besten mit dem 
Sonnenspectrum, nur beim Ultraviolett wird man gut thun, die Cadmium-Linien 
zu nehmen) eine genaue Reductionstabelle anlegt. In den meisten Fállen wird 
man gut auskommen, wenn man mit dem Spectrographen, mit dem man die 
Sternspectra photographiren will, das Sonnenspectrum photographirt, und mit 
den Linien dieses wohlbekannten Spectrums die Tabelle für Wellenlängen be- 
rechnet. Es ist zu bemerken, dass man einen und denselben Comparator für 
verschiedene Spectrographen anwenden kann, nur muss für jeden eine eigene 
Tabelle angefertigt werden. 
Bei grossen Spectrographen, insbesondere wenn sie einen Collimator und 
eine Projectionslinse von langer Brennweite haben, muss auch ganz nothwendig 
die Temperatur, bei welcher photographiert wird, berücksichtigt werden, auch 
bat die Temperatur auf die Grósse der Dispersion bedeutenden Einfluss, der 
z. B. bei dem Potsdamer Spectrographen nicht vernachlássigt werden darf, da 
sonst die grosse Genauigkeit, die man zu erreichen glaubt, illusorisch wird. Man 
darf auch nicht übersehen, dass sich die Brennweitenánderungen im Collimator 
und der Projectionslinse bei Temperaturánderungen addiren. Bei einem Spectro- 
graphen von grosser Dispersion entspricht jedem Temperaturgrade eine andere 
Einstellung der Cameralinse, da der Collimator nicht verstellt werden darf. 
Dementsprechend ist selbstverstándlich das Spectralblild verschieden gross, und 
wáhrend sich die Aenderung der Bildgrósse auf dem Spectrum proportional ver- 
theilt, thut dies ‘die Temperatur nicht, weshalb beide zusammen es bedingen, 
dass die bei verschiedener Temperatur aufgenommenen Spectra weder einander 
congruent noch ähnlich sind. Als Ausgangs- oder Fixpunkt diene dann wieder 
die Aufnahme des Sonnenspectrums, und man reducire alle anderen Aufnahmen 
auf die Cameralinsenstellung und Temperatur, bei welcher diese Aufnahme 
geschehen ist. 
Man kann nun auch bei der Ausmessung ein solches Normalspectrum auf 
eine Spectralaufnahme legen und zwar so, dass sich die Gelatineschichten be- 
rühren, und beide unter das Mikroskop bringen. Man wird in den meisten 
Fällen, wenn nichts anderes, so doch die Wasserstofflinien identificiren können, 
was besonders bei den Sternspectren des II. und III. Typus leicht geht, da diese 
mit dem Sonnenspectrum viele Aehnlichkeit haben. Man misst dann die Linien 
im Sternspectrum aus und notit hierbei die Zahlen der Normallinien. Für 
einige Stellen der Platte, z. B. für die beiden Enden und die Mitte, ermittelt 
man aus der Vergleichung derselben Distanzen im Sonnen- und Sternspectrum 
die Reduction auf das Normalspectrum. Bei einigermaassen dicht stehenden 
Normallinien ist diese Correction immer so klein, dass sie ohne weitere Rechnung 
zu den Tafelgróssen hinzugelegt werden kann, welche man zur Interpolation der 
zwischen den Normallinien gelegenen unbekannten Linien benutzt. Diese Methode, 
bei der gleichzeitig die geringen Verzerrungen der Gelatineschicht praktisch 
vóllig eliminirt werden, zeichnet sich durch sehr grosse Genauigkeit aus. 
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