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feinfluss der Gattung des Lichtes. 
M. A. 1886-0 23* 28”' 16^97 4- 36° 55' 0"-4 
Red. a. sch. A. 4- 0-25 —8‘8 
und daraus 
Ührzeit 16* 40”' 5 f, 3 
A U —12 17-4 
St. Zt. 16 27 47-9 
St. Zt. i. m. M. 3 0 55 4 
Dift. 13 26 52-5 S — * — 0”' U090 — 1'13”-56 
Red. a. m. Zt. —2 12-2 Refr. 4- 0004 —0 10 
* 23 28 17-22 4-36 54 516 
1886 Mai 7 13* 24"'40^-3 M. Zt. Str. 23 28 16 13 4-36 53 37-9 
log f. par. 9-676„ 0-795 
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 
sphäre der Erde hängt 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 Refractionsconstante hervorbringt, näher 
cp 
zu ersehen, differentiire man den Ausdruck derselben 
, wo p die Dichtig- 
1 4- 2cp 
keit der Luft und c eine Constante ist, die mit dem Brechungsindex der Luft p, 
in der Verbindung p. 2 — 1 = 2cp steht, dann erhält man sehr nahe 
d\x > 
8x = 
p. — 1 
Setzt man hierin beispielshalber x = 57"-7, und nimmt für p. den Brechungs 
exponenten, welcher der Wellenlänge der FRAUNHOFER’schen Linie B (0 687) ent 
spricht, 1-0002911, so wird die Aenderung Sx für die Wellenlänge von D (0-589) 
3x = ^ ^ 1 = ‘22. Wird nun auch eine solche Differenz mit Rücksicht 
0*00029 
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 lang z multiplicirt in das Resultat 
übergeht, und zwar unabhängig von dem Abstand der beiden Sterne. Man findet 
aus den früheren Entwicklungen sogleich die Verbesserung in AR. und Declination: 
8 x 
A [cos <$(<*' — «)] = — — lang z sin tj 
A(ö' — 8) — — 8 x lang z cos t) 
und in Polarcoordinaten 
sllp sin 1' = 3 x lang z sin (p — rj) 
A s ■= — 3x tangz cos{p — tj). 
Da die Grösse 6x 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-