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Die optischen Apparate. 997 
  
verloren. Man ersetzt deswegen auch bei den einfachsten Zauberlaternen die eine 
Linse durch zwei geringerer Brennweite, von denen die erste nur die Divergenz 
der Strahlen vermindert, die zweite die Strahlen vereinigt. Der Vortheil ist un- 
mittelbar einzusehen. 
Wesentlich vervollkommnet ist der Apparat bekannt unter dem Namen Skiop- 
tikon. Bei dieser verbesserten laterna magica werden die von der Lichtquelle 
F und dem Spiegel S' kommenden Strahlen noch ehe sie das Objekt treffen, von 
mehreren Konvex-Linsen (Kondensor-Linsen) parallel oder schwach konvergent 
gemacht, fallen dann auf das durchsichtige Objekt und werden mittels zweier 
achromat. Linsen zu dem Bilde vereinigt. 
Aehnlich wie das Skioptikon ist der für wissenschaftliche Zwecke verbreitetste 
Projektions- Apparat, die Dubosque’sche Laterne eingerichtet; sie ist in 
Fig. 957 schematisch dargestellt. Darin bedeutet Z#' den elektr. Flammenbogen, 
welcher im Zentrum des Spiegels S und zugleich im Brennp. des Linsen- 
systems I., II., III. steht, so dass aus III. ein zylindrisches Strahlenbündel austritt, 
welches an Stelle der Sonnenstrahlen zu vielen optischen Versuchen gebraucht 
wird. Will man nun ein Objekt @ projiziren, so stellt man dasselbe vor Linse II. 
und entwirft von ihm mittels einer oder zweier achromat. Linsen 1 und 2 ein 
reelles Bild auf einem weissen Schirm w. 
  
  
  
  
  
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Statt des elektr. Lichts kann man auch das durch Glühen von Kalk in der 
Knallgas-Flamme erhaltene sogen. Drummond’sche Kalklicht anwenden. 
f. Die optischen Erscheinungen der Atmosphäre. 
«. Die astronom. Refraktion. In Folge der von oben nach unten zu- 
nehmenden Dichte der Atmosphäre erscheint ein Stern s, Fig. 958, um einen 
gewissen Winkel nach dem Zenith 2 zu verschoben. In der That nähert sich der 
vom Stern s kommende Strahl sm, bei m. in die Luft eintretend, immer mehr 
der Vertikalen, so dass er eine Kurve smno B beschreibt, deren Tangente aB in 
B die Richtung angiebt, in welcher s von B aus gesehen wird. Ist p parallel sm, 
so heisst -—_pBz=« die wahre, X oBz=ß die scheinbare Zenithdistanz 
des Sterns s und ihre Differenz d=«—f die astronomische Refraktion. 
Nehmen wir an, dass alle Luftschichten eben und parallel seien, so geht die 
Brechung des Strahls sm so vor sich, als ob dieser direkt aus dem ersten in das 
letzte Medium einge. Der Einfallswinkel im ersten Medium mit dem Brechungsexpon. 
— 1 ist aber « und der im letzten mit dem Brechungsexpon. = n, ist #; demnach 
gilt: sin« = n,sin? oder: sin (#-+ 0) = n,sin $ = 1,000294 sin $, woraus Ö für 
jeden beliebigen Winkel # folgt. 
Unter der Annahme, dass die Luftschichten kugelschalig und parallel der 
Erdoberfläche sind, gestaltet sich die Rechnung etwas komplizirter; auch kommen 
dabei die Abhängigkeit der Dichte und Temperat. der Luftschichten von ihrer 
Höhe vor. Es existiren nun verschiedene Refraktions-Theorien und Tafeln, welche 
für eine gewisse scheinbare Zenithdistanz die Refraktion d berechnen lassen. Für 
die am Horizont befindlichen Gestirne beträgt d mehr als 34', d. h. es ist beinahe 
— (dem Durchm. von Sonne oder Mond. Daraus geht hervor, dass wir letztere 
Gestirne auch dann noch ganz sehen, wenn sie bereits unter den Horizont gesunken 
sind und dass in Folge dessen die Tage länger dauern, als es ohne die astronom. 
Refrakt. der Fall wäre.