Astrospectroskopie, 377 
der äussersten Genauigkeit handelt, nicht mehr ausreichend, denn bei den bisher 
erörterten Verfahren passieren die vom Himmel und von der Erde kommenden 
Lichtstrahlen verschiedene Theile der Objective von Collimator und Beobachtungs- 
röhr, sowie des lichtzerstreuenden Theiles des Apparates, weil die beiden 
Strahlengattungen nebeneinander auf den Spalt fallen. Besonders stark werden 
die dadurch auftretenden Ungenauigkeiten dann werden können, wenn das Ver- 
hältniss von freier Oeffnung zur Brennweite beim Collimatorobjectiv grösser ist, 
als beim Objectiv des Hauptfernrohres, denn dann werden die vom Himmel 
kommenden Strahlen — wie schon früher gezeigt — nur die mittleren Partien 
der Collimatorlinse sowie der übrigen optischen Theile des Apparates treffen, 
während die der irdischen Lichtquelle hauptsächlich die Randtheile durchsetzen 
werden. Das ist der schon oben angedeutete Grund, weshalb man das erwähnte 
Verhältniss beim Collimator nicht grösser machen soll als beim Hauptfernrohr. 
Bei den genauesten Spectralbeobachtungen wird es immer wünschenswerth sein, 
beide Spectren aufeinander zu projiciren, was man dadurch erreicht, dass man 
eine GEISSLER’sche Röhre in grösserer Entfernung vom Spalt symmetrisch in den 
Lichtkegel des Hauptfernrohres so einschaltet, dass ihre Längsrichtung senkrecht 
zu der des Spaltes steht. Dass andere Anordnungen, die dasselbe erreichen, 
möglich sind, ist selbstverständlich, doch sei hier nur diese eine verhältniss- 
mässig einfache und bequeme Construction erwähnt. 
Sobald man nun aber die Linien in irgend einem Spectrum ihrer gegen- 
seitigen Lage und schliesslich ihrer Wellenlänge nach bestimmen will, muss man 
am zusammengesetzten Spectroskop Messungsapparate anbringen und bezeichnet 
die damit versehenen Instrumente dann als 
Spectrometer. 
Die Einrichtungen derselben zeigen eine ausserordentlich grosse Mannig- 
faltigkeit, doch lassen sie sich in folgende vier Hauptgruppen sondern. Man 
verwendet zur Wellenlängenbestimmung entweder Scalen oder Schraubenmikro- 
meter oder misst die Winkel, um welche man das Beobachtungsrohr drehen 
muss; dazu kommen noch als vierte Klasse die Vorkehrungen zur Messung der 
Verschiebung von Spectrallinien in Folge der Bewegung der Lichtquelle im 
Visionsradius. 
Die einfachste, aber auch ungenaueste Messung erhált man durch die 
Scala. Diese besteht meist in einer geschwárzten Glasscheibe, in welche die 
Theilstriche eingeritzt sind, sodass sie, wenn man die Scheibe von der Rückseite 
beleuchtet, hell auf dunklem Grunde erscheinen. Um das Bild dieser Scala im 
Focus des Beobachtungsrohres entstehen zu lassen, bringt man dieselbe in den 
Focus eines kleinen Fernrohres, das Scalenrohr genannt, welches man an dem 
Spectrometer so befestigt, dass die von der Scala kommenden und aus dem 
Objectiv des Scalenrohres parallel austretenden Lichtstrahlen an der dem Beob- 
achtungsrohr zugewandten Prismenfliche in das letztere hinein reflektirt werden. 
Das Scalenrohr wird so justirt, dass die Scala entweder über oder unter dem 
Spectrum im Gesichtsfelde erscheint und zwar derartig, dass die Theilstriche 
den Spectrallinien parallel sind. Man kann solche Scalen übrigens auch an 
Ocularspectroskopen anbringen, wobei es dann überflüssig ist, die von der Scala 
ausgehenden Strahlen vor dem Auffallen auf die Prismenfliche parallel zu 
machen; das Scalenrohr wird einfach so weit ausgezogen, dass der Beobachter 
die Scala deutlich sieht.