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Astrospectroskopie. 
gemeinen mit kleinem brechenden Winkel, also ziemlich dünn hergestellt, um 
einmal das durch die Grósse derselben an sich schon erhebliche Gewicht thun- 
lichst herabzumindern, und andererseits folgenden Uebelstand móglichst gering zu 
machen. Da ja ndmlich die vom Stern kommenden Strahlen beim Passiren des 
Prismas erheblich von ihrer ursprünglichen Richtung abgelenkt werden, so muss man 
das ganze Fernrohr auf einen anderen Punkt des Himmels richten, als wo der Stern 
steht. Befindet sich das Prisma vor dem Objecte in der Stellung des Minimums 
der Ablenkung, so ist bei kleinem brechenden Winkel die mittlere Ablenkung 
der Strahlen mehr als die Hálfte und etwas weniger als zwei Drittel des brechen- 
den Winkels, um welchen Betrag also das Fernrohr von der Richtung nach dem 
Stern abweichen muss. Um die Einstellung des Sternes zu erleichtern, hat man 
gelegentlich einen zweiten Sucher am Hauptfernrohr angebracht, der so justirt 
ist, dass das Spectrum des Sternes in der Mitte des Gesichtsfeldes des Haupt- 
rohres erscheint, wenn der Stern mitten im Gesichtsfeld des Suchers steht. Diese 
Einrichtung hat den Uebelstand, dass schwache Sterne (und um deren Beob- 
achtung handelt es sich beim Objectivprisma hauptsächlich) im Sucher nicht 
mehr sichtbar sind. Praktischer ist es, das Objectivprisma so zu justiren, dass 
seine brechende Kante der tüglichen Bewegung parallel steht, dann braucht man 
am Deklinationskreis nur die um den Betrag der Ablenkung der Lichtstrahlen 
corrigirte Deklination des Sternes einzustellen, um dessen Spectrum im Gesichts- 
feld zu haben. Je kleiner also der brechende Winkel des Objectivprismas ist, 
je geringer ist auch diese Ablenkung, doch so klein man diese auch macht, 
stórend ist die veránderte Fernrohrrichtung immer, und man wird besonders bei 
Beobachtungen in der Nähe des ersten Verticals häufig Schwierigkeiten haben, 
die richtige Stellung für den Spalt des Beobachtungsthurmes zu finden. 
Aber diese Schwierigkeit ist nicht die einzige, welche die Verwendung eines 
Objectivprismas mit sich bringt. Da es schwieriger ist, eine ebene Glasfläche zu 
schleifen als eine sphärisch gekrümmte von gleichem Durchmesser, so ist die 
Herstellung eines grossen Objectivprismas nicht nur sehr theuer, sondern vielfach 
sind auch die Flächen eines solchen nicht vollkommen eben. Dadurch wird 
nicht nur die Brennweite des Fernrohrobjectivs geändert, sodass man das 
Ocular neu einstellen muss, sondern, was viel schlimmer ist, die Bilder im Fern- 
rohr werden dadurch gelegentlich erheblich verschlechtert. Man hat diese Uebel- 
stände wohl dadurch zu beseitigen gesucht, dass man ein kleineres Objectivprisma 
vor ein grösseres Objectiv setzte und die Randtheile des letzteren dabei ab- 
blendete. Durch diese Einrichtung geht aber der Hauptvortheil des Objectiv- 
prismas, námlich die grosse Lichtstärke, fast ganz verloren, und ausserdem werden 
beim Schleifen eines Objectivs die unvermeidlichen Fehler meistens auf die 
mittleren Partien desselben verlegt, weil diese verhältnissmässig wenig zur Licht- 
stärke beitragen, sodass ein Abblenden der Randtheile eines Objectivs dessen 
Bilder manchmal nicht unbeträchtlich verschlechtert. Auch sei hier gleich mit 
erwähnt, dass die Unruhe der Luft beim Beobachten mit einem Objectivprisma 
sich im Allgemeinen störender bemerkbar macht, als bei der Verwendung anderer 
Spectralapparate. 
Von den Vortbheilen, die die Benutzung eines Objectivprismas bietet, ist die 
grosse Lichtstärke bereits erwähnt; man ist dadurch im Stande, die Spectren 
auch schwächerer Sterne zu untersuchen. Dazu kommt der weitere Vorzug, dass 
man die Abstände der Linien im Spectrum von einander durch Messungen mit 
dem Fadenmikrometer direkt bestimmen kann, sodass man also, wenn man die 
Wellenlängen einiger Hauptlinien kennt, durch Anschluss von Nebenlinien an