Mikrometer und Mikrometermessungen. 
M. A. 18860 23498" 16-97 -r- 36? 55' 0'^4 
  
Red. a. sch. A. “+ 025 —8'8 
und daraus 
Uhrzeit 16% 40% 5s3 
AU — 12 174 
St. Zt. 7216.27 479 
St. Zt. i. m M. 3 O0 554 
Diff. 13 26 525 X — # — 07 15090 —1' 13"-56 
Red. a. m. Zt. —2 122 Refr. 4 0:004 —0:10 
® 23 28 17-22 +36 54 516 
1886 Mai 7 137 24” 40-3 M.Zt. Str. 23 98 16:13 +36 53 31:9 
log f. par. 9:676, 0795 
Einfluss der Gattung des Lichtes auf den relativen Ort zweier Sterne. 
Bei der Berechnung der Einwirkung der Strahlenbrechung auf den relativen 
Ort zweier Sterne ist im Vorigen angenommen worden, dass die Refractions- 
constante für beide Sterne dieselbe ist. Die Brechung des Lichtes in der Atmo- 
spháre der Erde hángt aber auch von seiner Wellenlänge ab und wird daher 
verschieden sein, wenn der eine Stern Licht von wesentlich anderer Wellenlänge 
emittirt, als der andere, oder wenn gewisse Farbentöne in dem Spectrum des 
einen, andere in dem des zweiten vorwiegen. Um den Einfluss, den eine Ver- 
schiedenheit der Wellenlänge auf die A hervorbringt, näher 
zu ersehen, differenzire man den Ausdruck derselben ——— , wo p die Dichtig- 
  
1 + cp 
keit der Luft und ¢ eine Constante ist, die mit dem Brechungsindex der Luft p. 
in der Verbindung w?— 1 = 2cp steht, dann erhilt man sehr nahe 
d 
2% = Us. 
4 — | 
Setzt man hierin beispielshalber x — 57'^7, und nimmt für v den Brechungs- 
exponenten, welcher der Wellenlänge der FRAUNHOFER’schen Linie B (0:687) ent- 
spricht, 1:0002911, so wird die Aenderung 2x für die Wellenlánge von 2 (0:589) 
dx = © DODGE 517 — 022. Wird nun auch eine solche Differenz mit Rücksicht 
000029 
auf die thatsächlichen Verhältnisse in der Zusammensetzung des Sternlichts als 
eine extreme bezeichnet werden müssen, so ist auf der anderen Seite zu be- 
achten, dass im Gegensatz zu der differentiellen Refraction eine Verschiedenheit 
in der Refractionsconstante mit dem Factor fang z multiplicirt in das Resultat 
übergeht, und zwar unabhángig von dem Abstand der beiden Sterne. Man findet 
aus den früheren Entwicklungen sogleich die Verbesserung in AR. und Declination: 
ox 
A[cos à(a* — a)] — = tang z sin 1 
A(8' — 3) = — Ox ang z cos v 
und in Polarcoordinaten 
sAp sin l' = Sx tang z sin(p — v) 
As = — üxlang s cos(p — n). 
Da die Grösse 9x im Allgemeinen nicht wohl auf directem Wege bestimmt 
werden kann, so wird es sich bei allen feineren Untersuchungen, wo man aus 
den beobachteten Werthen des relativen Ortes zweier Sterne Schlüsse ziehen will, 
insbesondere bei Parallaxenbestimmungen und bei der Verwerthung von Doppel-