Vivas 
  
  
  
Astrophotometrie. 327 
POUILLET, mit / die Weglänge bezeichnet, welche die Lichtstrahlen in der Erd- 
atmosphäre zu durchlaufen haben, wenn sie von einem Punkte mit der Zenith- 
distanz z ausgehen, und wenn man sich die ganze Lufthülle in eine Schicht von 
gleicher Dichtigkeit zusammengepresst denkt, welche letztere gleich der an der 
Erdoberfläche sein soll. Die Wegstrecke, die in einer solchen Atmosphäre ein 
Lichtstrahl zurücklegt, der aus dem Zenith des Beobachtungsortes kommt, setzt 
man gleich der Einheit und drückt / in diesem Maasse aus. Dann ist nach der 
LAPLACE’schen Ableitung 
secs = À 
also 
log h,= log h, + ({ — 1) log 4 (5) 
und folglich 
hs 
Lez A 
h, d, 
mithin 
fm s. 
Die ganze Ableitung von LaPLACE ist unter der Annahme gemacht, dass 
zwischen dem Brechungsexponenten v» und der Dichte 9 einer jeden einzelnen 
Luftschicht die Beziehung besteht 
v2—1=g¢g-0 
wo g das Brechungsvermögen der Atmosphäre ist. Führt man statt dieses Ver- 
hältnisses das einfachere 
y—1243-608 
ein, wie MAURER gethan hat, so findet man, wenn man die fiir die LAMBERT'sche 
und LaPLACE'sche Ableitung eingeführten Bezeichnungen beibehált und mit v, 
den Brechungsexponenten der Luft an der Erdoberfläche, mit dÆ die Refraction 
bei der Zenithdistanz z bezeichnet und den Radius der Erde gleich 1 setzt 
log mtg ho + | (sine dR + Y P= sini —coss) = [fog 4. (6) 
Hierbei bedeutet also » — 1 die Höhe der Atmosphäre, für welche MAURER 
den Werth 0:01 (Erdradius — 1), also in Wirklichkeit etwa 64 £y, annimmt, eine 
an sich willkürliche Zahl; doch muss bemerkt werden, dass der Klammerausdruck 
sich nicht wesentlich ändert, wenn man fiir » — 1 = 0:0125 also die wahre 
Atmosphárenhóhe rund 80 Zw setzt. Die Werthe für Z4 müssen aus einer 
Refractionstafe] entnommen werden, welche unter der Annahme 
y—1243-:0 
berechnet ist, wie das THoMAs Youwc in seiner im Nautical Almanac für 1822 
publicirten Refractionstabelle gethan hat. 
Um die praktische Bestimmung der Extinction des Lichtes in der Atmo- 
sphäre haben sich besonders SEIDEL und G. MÜLLER verdient gemacht. Ersterer 
verglich mittelst eines STEINHEIL’schen Prismenphotometers in München die Hellig- 
keiten der Fixsterne erster Grosse paarweise mit einander. Ist X, die ursprüng- 
liche Helligkeit eines Sternes und %, die an der Erdoberfläche in der Zenith- 
distanz z, beobachtete Helligkeit desselben; versieht man ferner die entsprechenden 
Grössen eines zweiten Sternes mit dem Index 2, so hat man die Gleichung: 
H. A 
KE emis etico tu 
wobei ez, und qz, die logarithmischen Correctionen bedeuten, die zu /og/, 
bez. log h, zu addiren sind, um die Logarithmen der Helligkeiten zu erhalten,