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Astrospectroskopie. 391 
spectrographischen Aufnahmen verwendet, welches für die chemisch besonders 
wirksamen Strahlen corrigirt ist. Ebenfalls zu zwei verschiedenen Aufnahmen 
muss man bei einem solchen Spectrum seine Zuflucht nehmen, das sehr kräftige 
und ganz feine dunkle Linien aufweist, denn wenn man erstere schön ausgeprägt 
auf der Platte erhält, haben die hellen Partien des Spectrums die zarten Linien 
längst überstrahlt, man muss daher eine zweite sogen. unterexponirte Aufnahme 
machen, die dann die feinen Linien zur Geltung kommen lässt. Aber diese Nach- 
theile sind gering gegenüber den sehr grossen Vorzügen, die die photographische 
Aufnahme der Sternspectren gewährt, ist ja durch dieselbe manche Untersuchung, 
welche die äusserste Genauigkeit erfordert, erst wirklich durchführbar geworden. 
Was nun die instrumentellen Aenderungen betrifft, die sich bei einem Spectro- 
graphen gegenüber einem gewóhnlichen Spectroskop als nothwendig erweisen, so 
ist hier vor allen Dingen die grössere Festigkeit zu erwähnen, die der Spectro- 
graph haben muss. Derselbe kommt bei den langen Expositionszeiten während 
einer einzigen Aufnahme in recht verschiedene Lagen, wobei Durchbiegungen 
eintreten können, welche die ganze Aufnahme zu gefährden vermögen. Das 
einzige Schutzmittel gegen diese Gefahr ist eine sehr solide Ausführung des 
Apparates, den man, wenn er etwas grössere Dimensionen hat, durch Verbindungs- 
stangen zwischen den einzelnen entfernteren Theilen desselben so zu versteifen 
sucht, dass er ein möglichst starres System bildet. Dabei muss man auch 
thunlichste Rücksicht darauf nehmen, dass Temperaturschwankungen keinen zu 
grossen Einfluss gewinnen und damit durch veränderte Zerstreuung und Brechung 
der Lichtstrahlen störend wirken können. Diese Forderungen werden um so 
genauere Berücksichtigung finden müssen, je feiner der ganze Apparat ist, und 
je höhere Anforderungen man an seine Leistungsfähigkeit stellt. Ferner muss 
bei den Spectrographen eine Vorkehrung vorhanden sein, mittelst deren man 
das Sternbildchen während der oft stundenlangen Exposition genau auf dem 
Spalt des Spectroskopes festhalten kann, denn die Triebwerke der Fernröhre 
lassen sich nicht so fein construiren, dass durch sie allein diese Bedingung erfüllt 
würde. Zudem bringt der Wechsel in der Refraction langsame Ortsänderungen 
des Sternes hervor, die der Beobachter durch kleine Bewegungen des ganzen 
Instrumentes compensiren muss. Um nun die Stellung des Sternbildes auf dem 
Spalt bestándig controlliren zu kónnen, bediente sich HucaiNs, dessen Spectro- 
graph ganz innerhalb seines 18zólligen Spiegelteleskopes angebracht war, eines 
kleinen GaLmLEPschen Fernrohres, das in der Mitte des Reflectors eingesetzt 
war, und durch welches er den mit chemisch nicht wirksamen, seitlich einfallendem 
Licht beleuchteten Spalt und auf diesem den Stern sehen konnte. HENRY DRAPER 
liess hinter der photographischen Platte ein Ocular anbringen, durch welches er die 
gelben und rothen Parthien des Spectrums direkt wührend der ganzen Expositionszeit 
beobachten uud danach deren unveránderliche Lage zur Platte bewirken konnte. 
An dem grossen Potsdamer Spectrographen hat H. C. VocEL für den gedachten 
Zweck folgende Einrichtung treffen lassen. Von der ersten Prismenfliche wird 
ja ein Theil des aus dem Collimator austretenden Lichtes reflektirt, und diesen 
Theil fángt man in einem kleinen, auf unendlich eingestellten Fernrohr auf, in 
dessen Gesichtsfeld man also den durch die künstliche Lichtquelle zur Erzeugung 
eines Vergleichsspectrums beleuchteten Spalt und auf diesem das Sternbildchen 
erblickt, das man nun mittelst der Feinbewegungen am Instrument leicht auf 
seiner ursprünglichen Stelle halten kann. Dass man gelentlich bei helleren 
Sternen zur Erzeugung eines etwas verbreiterten Spectrums das Sternbild auf 
dem Spalt eine kleine Strecke durchlaufen lässt, ist bereits oben erwähnt.