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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-
