Die Messungs- u. Keductionsmethoden in der astronom. Photographie. 125 
ferner müssen bei Aufnahmen mit sein* langer Expositionszeit noch be 
sondere Ueberlegungen angestellt werden. 
Wie bei jedem lichtbrechenden Medium ist auch bei unserer At 
mosphäre die Brechung für die Strahlen verschiedener Wellenlängen 
verschieden, die Atmosphäre dispergirt also das Licht beim Durchgänge, 
sofern es nicht senkrecht einfällt, wovon man sich leicht durch Betrach 
tung eines sehr tief stehenden hellen Sternes überzeugen kann; derselbe 
erscheint nicht als Punkt, sondern als vertical stehendes Spectralband. 
Betrachtet man für die Brechung der optischen Strahlen eine' Stelle des 
Speetrums, gelegen auf y 3 zwischen I) und E (571 /<//), als massgebend, 
für die photographischen Strahlen diejenige der mittleren Gegend zwi 
schen G und II (420), so sind für diese beiden Strahlengattungen im 
Mittel aus den von Ketteier, Lorenz, Mascart, Kayser und Bunge 
ausgeführten Bestimmungen der brechenden Kraft (1 — «), wo u den 
Brechungscoefficientcn zwischen Aetlier und Luft bei mittlerem Barometer 
stände und mittlerer Temperatur bedeutet, folgende Wertlie anzunehmen: 
2 T) | /T 
für -—¿A— (1 — n) = 0.0002930 
O 
für ° (1 — fi) = 0.0002975 . 
Der Unterschied beträgt 0.0000045 oder y 65 des Gesammtbetrages 
der optischen Befraction, um welche die photographische grösser ist. 
Die Gebrüder Henry*) haben die Befractionsdifferenz auf experimen 
tellem Wege bestimmt. Sie brachten vor dem Objective eines Fernrohrs 
ein Diffractionsgitter an, welches im verticalen Sinne orientirt war, so 
dass die Diffractionsspcctra horizontal lagen. Bezeichnet man das Gitter 
intervall mit i und mit a die Winkeldistanz der Spectra erster Ordnung 
l 
vom Mittelbilde, so ist a = . . • Bichtet man das Fernrohr auf einen 
7 % sm 1 
Stern, dessen Zenithdistanz % ist, so werden die Strahlen verschiedener 
Brechbarkeit im verticalen Sinne gemäss der Befraction abgelenkt um 
den genäherten Betrag q = A tg %, wo A mit der Wellenlänge variirt. 
Man erhält also eine Spectralcurve, in welcher man die Variation von o 
und damit von A mit der Wellenlänge messen kann. Eine genügende 
Darstellung von A haben die Gebrüder Henry durch die Formel 
finden können. 
*) Mesure de la Dispersion Atmosphérique. Bull, du Comité 1, 464.