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A. Die astrophysikalischen Forschungsniethoden 
besser, vernickelte möglichst ebene Glasflächen werden in einem gewissen 
Abstande voneinander parallel zueinander justiert (Abb. 60), so daß zwischen 
ihnen eine dünne Luftschicht entsteht. Die Genauigkeit der Resultate hängt 
wesentlich von der Exaktheit der Parallelstellung der beiden Flächen ab, wofür 
besonders empfindliche Einrichtungen notwendig sind. Ein schräg zwischen 
die beiden Flächen einfallender monochromatischer Lichtstrahl S dringt teil 
weise durch die Versilberung in den Luftraum hinein und wird nun abwech 
selnd von den Flächen reflektiert. Dabei interferiert er mit den ursprüng 
lichen Strahlen S 2 , S 3 ... S„, so daß in einem senkrecht zu der Luftplatte stehen 
den Beobachtungsfernrohr kreisförmige Interferenzringe entstehen (Abb. 89). 
Diese Interferenzringe besitzen je nach dem Flächenabstand und der Wellen 
länge des Lichtes einen verschiedenen Durchmesser, so daß bei Verwendung 
zweier homogener Lichtstrahlen von verschiedener Wellenlänge und bei 
Änderung des Plattenabstandes periodische Koinzidenzen zwischen den Inter 
ferenzringen der beiden Ringsysteme im Fernrohr entstehen. Aus der Zäh 
lung der Ringe und ihrem Zusammentreffen, bzw. der Messung ihrer Durch 
messer, läßt sich die Wellenlänge der benutzten Strahlen berechnen. 
Andere in ihrer Wirkungsweise ähnliche Apparate sind von Michelson, 
Lummer und Gehrcke u. a. konstruiert worden. Die Genauigkeit, welche 
nach dieser Methode erhalten worden ist, übertrifft alle bisherigen beträcht 
lich, so daß die absolute Wellenlängenbestimmung durch Diffraktionsgitter 
vollständig aufgegeben worden ist. Daß die Interferometer sich daneben 
auch zur genauesten Untersuchung der Struktur von Spektrallinien u. a. be 
sonders eignen, mag nur nebenbei erwähnt sein. 
Der Begründer der Spektralanalyse, Kirchhoff, hatte die Spektrallinien, 
z. B. diejenigen, welche sich im Sonnenspektrum zeigen, noch in einer will 
kürlichen Skala angegeben, die allein zu dem speziellen Instrumente, wel 
ches er benutzte, Beziehung besaß. Erst Angström erkannte, daß die Wellen 
länge der verschiedenen Linien ein Naturmaß sei, und er war der erste, der 
diese Wellenlängen in großem Umfange ermittelte und in die Praxis ein 
führte. Nach ihm sind von zahlreichen Forschern die Wellenlängenmessun 
gen mit immer besseren Hilfsmitteln und entsprechend genaueren Resul 
taten wiederholt worden, so daß man z. Zt. eine ganze Anzahl von verschie 
denen Wellenlängensystemen zur Verfügung hat. Welche Genauigkeit hier 
bei erzielt worden ist, lehrt am besten die von Michelson, Benoit, Perot, 
Fabry u.a. durch direkte Vergleichung mit dem Normalmeter ermittelte Wellen 
länge der roten Kadmiumlinie: 
6438.475 AE, Michelson 
6438.469 „ , 
6438.472 „ , Benoit 
6438.470 „ , Perot u. Fabry. 
Die Wellenlänge 6438.47 der überaus homogenen Linie bildet den Fixpunkt 
des sog. Internationalen Wellenlängensystems, während das System der Pre- 
liminary Tables von Rowland noch auf dem von diesem angenommenen 
Wert der Wellenlänge für die Natriumlinie D x 
5896.20 AE 
beruht. Die beiden Systeme sind nicht genau identisch und zwar sind im