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A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
und Wellenlänge wie in Abb. 39 graphisch oder bei genaueren Messungen 
rechnerisch festgestellt werden. Im letzteren Falle geschieht dies mit Hilfe 
einer für jedes Prisma bzw. Spektroskop abzuleitenden Dispersionsformel. 
Es sind dies Interpolationsausdrücke, von denen eine von J. Hartmann ange 
gebene Form, die die in Abb. 39 dargestellte Kurve als Hyperbelzweig auf 
faßt, sich besonders eingebürgert hat. Bezeichnet man die Skalendifferenz 
d. h. den Abstand zweier Linien in einer willkürlichen Einheit mit a — a 0 , 
mit 2 0 die Wellenlänge der Anschlußlinie, mit c eine Instrumentalkonstante, 
so ist genähert 
9 cm 
Abb. 39. Graphische Auswertung eines 
Prismenspektrums. 
Die Wellenlängen der Prismenspektra verlaufen also im Gegensatz zu den 
Gitterspektren (S. 56) nicht proportional zu den linearen Distanzen, sondern so, 
daß die roten Teile wesentlich mehr zusammengedrängt sind als die violetten. 
Eine Schwierigkeit, die bei visuell 
spektroskopischen Messungen an Gestir 
nen häufig auftritt, liegt in der Licht 
schwäche des Spektrums. Die Spektra 
sind oft so schwach, daß das Faden 
kreuz gar nicht zu sehen ist, und man 
hat deshalb versucht, andere Meßmar 
ken einzuführen. Die besten Erfolge er 
zielt man mit zwei gegenüberstehenden 
Lichtlinien, die zwischen sich das Spek 
trum freilassen. Durch Abschwächen der 
Helligkeit dieser Linien und dadurch, 
daß man ihnen durch eine besondere 
Einrichtung jedesmal die Farbe des zu beobachtenden Spektralteiles gibt, 
kann man noch Messungen in Spektren ausführen, die ganz an der Sichtbar 
keitsgrenze liegen. 
Über die heute allgemein übliche Ausmessung photographischer Spektra, 
die viel genauer ausfällt als die direkten Beobachtungen, werden wenige Be 
merkungen genügen. Bei der Auswertung sehr heller Spektra, insbesondere 
des Sonnenspektrums, bietet die photographische Aufnahme in bezug auf 
Genauigkeit der Messungen wohl keinen wesentlichen Vorteil. Ganz anders 
aber liegen die Verhältnisse bei schwachen Spektren. Bei der visuellen Be 
obachtung kann man über eine bestimmte Dispersion nicht hinausgehen, 
weil sonst die Lichtschwäche zu groß wird; für photographische Aufnahmen 
kann diese Grenze durch längere Expositionen viel weiter hinausgeschoben 
werden. Statt des reellen Bildes im Fokus des Beobachtungsfernrohrs wird 
dann das materielle photographische Bild unter dem Meßapparat ausgemessen. 
Letzterer ist ein gewöhnliches Mikroskop, das entweder mit einem Okular 
mikrometer versehen ist, oder ein solches, bei dem die auf einem Schlitten 
gelagerte Platte unter dem Mikroskop durch eine Mikrometerschraube in meß 
barer Weise verschoben wird. In diesem Falle enthält das unverändert fest- 
stehendeMikroskop nur ein Fadenkreuz im Gesichtsfelde(Abb.40). Daß jede für 
Spektralmessungen benutzte Schraube geprüft und auf fortschreitendeund peri 
odische Fehler besonders sorgfältig untersucht sein muß, ist selbstverständlich.