394 Astrospectroskopie.
skopischen Untersuchungen gebraucht. Es ist das das sogen. mittlere Sonnen-
spectrum, welches man bekommt, wenn man — z. B. durch einen Heliostaten —
Sonnenlicht auf den Spalt eines Spectroskopes wirft; es trifft. dann Licht von
allen heilen der Sonne auf denselben. Von diesem mittleren Sonnenspectrum
unterscheiden sich sehr wesentlich die Spectren, welche man erhált, wenn man
speciell nur das Licht ganz bestimmter Theile der scheinbaren Sonnenoberfláche
(z. B. des Randes) auf den Spalt fallen lässt. Bei der Lagenbestimmung von
Linien im Spectrum benutzte man ursprünglich ganz beliebige Scalen, bis
ANGSTRÔM vorschlug, zur Fixirung einer Spectrallinie ihre Wellenlánge anzugeben,
welchen Vorschlag er in seinem »Spectre normal du Soleil« praktisch durchführte
und welchem er aucb, weil seine Arbeit die erste wirklich ganz exakte Darstellung
des sichtbaren Sonnenspectrums war, zum Siege verbalf. Als Maasseinheit für
Wellenlàngen pflegt man jetzt den millionsten Theil eines Millimeter anzusehen
und mit pp. zu bezeichnen; also 0:000001 zm — 1p.
Auf das ANGsTRÔM’sche System bezog H. C. VOGEL seine 1870 publicirten
Wellenlàngenbestimmungen von 2614 Linien zwischen 389:5 pp. und 5406 pp.
Durch Anwendung einer ausserordentlich starken Dispersion gelang es FiEvEz
in Brüssel, eine Darstellung des Sonnenspectrums herzustellen, die mehr als
doppelt soviel Linien wie der ANGSTROM sche Atlas umfasst, aber keine Neu-
bestimmung derselben giebt, vielmehr sind die ANGRsTRÓM'schen Angaben einfach
beibehalten und die neu hinzukommenden Linien nur nach dem Augenmaass
dazwischen eingetragen, was natürlich der FrEvEZ'schen Zeichnung nur den Werth
eines oberfláchlichen Orientirungsmittels verleiht. Eine sehr schóne Darstellung
von 3900 Linien zwischen 4 und 2 im Sonnenspectrum hat 1881—85 TTHOLLON
in Nizza unter Anwendung grosser Schwefelkohlenstoffprismen ausgeführt. Seine
Messungen sind sehr genau, beziehen sich aber leider auf ein willkür-
liches Maass, doch konnte der Verfasser seinen Beobachtungen nicht das
AwGsTrRÓM'sche System zu Grunde legen, da dasselbe an Genauigkeit seinen
Einstellungen erheblich nachsteht. Sehr verdienstlich ist es, dass THOLLON Dar-
stellungen des Sonnenspectrums bei mittlerer und geringer Sonnenhóhe, wie
auch bei feuchter und trockener Luft giebt, wodurch die sogen. atmosphárischen
Linien erkennbar sind; es wäre nur zu wünschen gewesen, dass in den
Zeichnungen nicht das prismatische Spectrum zur Darstellung] gekommen wire.
Dieser Arbeit folgte 1886 die von G. MULLER und P. KempF in Potsdam aus-
geführte Neubestimmung der absoluten Wellenlängen von 300 Linien im Sonnen-
spectrum, wobei der Werth einer Wellenlängenangabe in diesem Katalog in der
Mitte des Spectrums einen wahrscheinlichen Fehler von etwa -- 0:003 up, an
den Enden von zx: 0:005 pp hat. Da die Verfasser auch die H. C. VocEr'schen
Messungen auf das Potsdamer System umrechneten, so war dadurch ein Katalog
der Wellenlàngen von 2614 Linien im Sonnenspectrum gewonnen. Dazu kamen
noch die von G. MULLER im Anschluss an dasselbe System im Sommer 1889
auf dem Gipfel des Säntis vorgenommenen Bestimmungen von 1406 Wellenlängen
zwischen 540'6 p. bis 692:4 vp, deren Positionen auch einen durchschnittlichen
wahrscheinlichen Fehler von ==0-003 bis #0005 pp. haben, sodass jetzt ein auf den
300 in Potsdam bestimmten absoluten Wellenlängen beruhender Katalog von 4020
zwischen 389:5 p.p. und 692:4 v.v. befindlichen Linien im Sonnenspectrum vorliegt.
Schliesslich sei noch der vorzüglichen photographischen Aufnahmen des
Sonnenspectrums von H. A. RowraNp gedacht, deren erste Ausgabe 1886, die
zweite weitaus schónere und feinere 1889 erschien. RowLAND hat einen Normal-
maassstab auf den Platten selbst mit photographisch fixirt, an welchem man die
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