Astrospectroskopie. 389 
  
brechende Kante des Objectivprismas mit denen der Prismen im Spectroskop 
) leis und dem Spalt parallel stand, ausser dem gewöhnlichen Spectrum ein ovales 
uw Sonnenbild. CAMPHAUSEN hat eine Erklärung hierfür gegeben und gezeigt, dass 
bic man durch geeignete Wahl der Prismen statt des allgemeinen Falles eines ovalen 
Sonnenbildes als Specialfall ein rundes erhalten kann. Er hat ferner dargethan, 
dass man denselben Effekt durch ein vor den Spalt gesetztes Prisma & vision 
direcíe erreichen kann, wenn man auch hier die Parallelität der brechenden 
i Prismenkanten und des Spaltes aufrecht erhült; thut man das nicht, so treten 
| bei beiden verschiedenen Anordnungen mehr oder minder erhebliche Verzerrungen 
| am Sonnenbilde auf. Bringt man eine der Wasserstofflinien in die Nähe des 
Randes des Sonnenbildes ins Gesichtsfeld und öffnet den Spalt des Spectroskopes 
weit, so sieht man etwaige an dieser Randstelle befindliche Protuberanzen 
deutlich in der Farbe der betreffenden Wasserstofflinie. 
| Es ist bereits eingangs erwähnt, dass man theoretisch jedes Spectroskop 
i durch Ersetzen des Oculars des Beobachtungsrohres durch eine photographische 
I Platte in einen 
  
Spectrographen 
verwandeln kann, in Wahrheit wird man dies aber nur bei feinen und guten 
Spectroskopen thun und es sollen hier nur kurz die durch die photographische 
Aufnahme erlangten Vortheile, ferner die dabei nothwendig werdenden instrumen- 
tellen Aenderungen und endlich die zur Ausmessung der photographisch fixirten 
Spectra erforderlichen Apparate und Vorkehrungen im Allgemeinen besprochen 
werden, wáhrend wegen aller mit der photographischen Technik als solcher 
zusammenhángender Einzelheiten sowie wegen genauer Beschreibung einzelner 
Spectrographen und Comparatoren, d. h. Ausmessinstrumente auf den Artikel über 
»Astrophotographie« verwiesen werden muss. 
Die Vortheile, welche die photographische Aufnahme der Spectra gewährt, 
sind nach der Art der Lichtquelle am Himmel verschieden. Beim Sonnen- 
spectrum erhält man nicht mehr Linien auf der Platte, als die Ocularbeobachtung 
erkennen lässt, auch gewährt die Ausmessung des photographirten Spectrums 
nde 3 keine gróssere Genauigkeit als die des direkt beobachteten, dagegen wird die 
mu 8 Breite und der Charakter der einzelnen Linien von der photographischen Platte 
so zuverlässig wiedergegeben, wie es durch Zeichnung oder Beschreibung niemals 
môglich ist. Dem Vorzuge der photographischen Aufnahme, dass sie die violetten 
und ultravioletten Theile des Spectrums, die das menschliche Auge nicht mehr 
hs ds A wahrzunehmen vermag, noch fxirt, steht der Nachtheil gegenüber, dass es trotz 
fag: verschiedener Versuche noch nicht gelungen ist, befriedigende Aufnahmen der 
gelben und rothen Strahlen zu erlangen. Dieser letztere Umstand tritt besonders 
bemerklich bei der Aufnahme von Sternspectren hervor, weil sich bei diesen die 
Methode, um die gelben und rothen Theile des Spectrums zu photographiren, 
nämlich das sogen. Sensibilisiren der Platten, wegen des damit verbundenen 
Verlustes an Empfindlichkeit nicht so gut anwenden lässt, wie das beim hellen 
Sonnenspectrum noch möglich ist. Im Uebrigen aber gewähren gerade bei den 
Sternspectren die photographischen Aufnahmen sehr grosse Vortheile im Vergleich 
zur direkten Beobachtung am Himmel. Bei dieser letzteren wirkt es sehr störend, 
dass das menschliche Auge Lichteindrücke, die unter einer gewissen Helligkeits- 
„deren 8 grenze liegen, nicht mehr aufzunehmen vermag, und dass ein längeres Fixiren 
i das Auge nur ermiidet und daher die Receptivkraft desselben nicht erhöht, 
sondern schwächt. Bei der photographischen Platte addiren sich die Licht- 
eindrücke, die nacheinander auf dieselbe Stelle fallen, und wenn daher der