382 Astrospectroskopie. 
jenigen Linien in demselben oder in einem Vergleichsspectrum, deren Wellenlánge 
man kennt. Will man solche Apparate zu absoluten Wellenlàngenbestimmungen 
benutzen, so muss man vorher den Werth ihrer Theilungen, welcher Art diese 
auch seien, wie auch deren Nullpunkt an einem Spectrum von bekannten Wellen- 
làngen ermitteln. Diese Auswerthungen der Messinstrumente muss man von Zeit 
zu Zeit wiederholen, weil man sich auf deren Unveránderlichkeit nicht verlassen 
kann. Besonders ist zu berücksichtigen, dass es sich gezeigt hat, dass die Ein- 
wirkung der Schwere auf solche Aichungen der Instrumente von Einfluss ist, 
d. h. dass die Werthe vom Nullpunkt und Theilung in Wellenlàngen etwas andere 
sind, je nach der Lage, die das Spectrometer bei der Beobachtung gerade ein- 
nimmt. Zeigen sich solche Einflüsse, so kónnen sie nur durch peinliche Unter- 
suchungen in verschiedenen Lagen des Instrumentes unschádlich gemacht werden. 
Ferner ist dabei zu berücksichtigen, dass in den seltensten Fällen das scharfe 
Einstellen des Beobachtungsrohres auf eine Farbe im Spectrum mit der Stellung 
desselben auf unendlich zusammenfällt, daher wird man dann auch beim Ueber- 
gang auf eine andere Farbe bei der Beobachtung die Marke im Gesichtsfeld 
genau in die Ebene dieser Spectralgegend bringen müssen, damit sie im Ocular 
mit den Linien im Spectrum zugleich scharf erscheint; eine Verschiebung dieser 
Marke wird aber nur zu leicht auch eine solche des Nullpunktes mit sich bringen, 
wodurch also die Bestimmung absoluter Wellenlängen durch geaichte Mikrometer 
als eine immer schwierigere sich darstellt. 
Aus diesem Grunde hat man in Fällen, wo es auf sehr genaue Messungen 
von Wellenlängen ankommt, zu besonderen Vorkehrungen seine Zuflucht ge- 
nommen. Solche besonders exakte Wellenlängenbestimmungen sind hauptsäch- 
lich dann nöthig, wenn es sich um Ermittelung der Bewegung der Lichtquelle im 
Visionsradius mit Hilfe des DopPLER’schen Princips handelt. Um hier von der 
Bestimmung absoluter Wellenlängen frei zu werden, bemüht man sich, direkt 
nur die Verschiebungen der Spectrallinien, wie sie durch die Bewegung der 
Lichtquelle hervorgerufen werden, zu messen. Da nun diese Beträge immer 
sehr klein sind und eine ausserordentliche Feinheit der Messung erfordern, wenn 
die Resultate einigermaassen genau werden sollen, so ist ZÖLLNER auf den Gedanken 
gekommen, diese Beträge künstlich zu vergrössern, und hat zu diesem Zwecke 
sein Reversionsspectroskop gebaut, dessen Princip darauf beruht, dass von 
der zu untersuchenden Lichtquelle zwei Spectren erzeugt werden, die der Länge 
nach neben einander gelagert sind, aber in umgekehrter Richtung, sodass das 
rothe Ende des einen neben dem violetten des andern liegt. Stellt man nun 
den Apparat mit Hilfe einer ruhenden Lichtquelle so ein, dass eine bestimmte 
Linie in dem einen Spectrum als die genaue Fortsetzung der gleichen Linie 
im anderen Spectrum erscheint, und richtet ihn dann auf die zu untersuchende 
bewegliche Lichtquelle, so wird die Linie jetzt verschoben sein, und man wird 
die beiden Bilder derselben in den zwei Spectren nicht mehr in genauer Fort- 
setzung, sondern um den doppelten Betrag der einfachen Verschiebung der 
Linie von einander getrennt sehen. ZÖLLNER hat nun die Vorrichtung zur Er- 
zeugung der zwei entgegengesetzten Spectren und deren messbare Verschiebung 
gegen einander entweder in das Prisma oder das Objectiv oder das Ocular des 
Beobachtungsfernrohres gelegt, sodass man danach drei Klassen von Reversions- 
apparaten zu unterscheiden hat. 
Bei demReversionsprisma füllt das aus dem Collimatorrohr austretende Licht 
auf zwei Prismensätze à vision directe, deren brechende Kanten gegeneinander 
gekehrt sind, wie das Fig. 122 zeigt. Die Verschiebung der dadurch erzeugten