II. Die Spektralanalyse 
45 
lung der Spektraltypen handelt, so kann die Dispersion recht klein genom 
men werden, womit eine sehr große Lichtstärke erreicht wird. Das große 
Gesichtsfeld gewährt hierbei den sehr wichtigen Vorteil, gleichzeitig sehr viele, 
unter Umständen Hunderte von Sternspektren auf einer Platte aufzunehmen, 
deren Identifizierung nachher keine Schwierigkeit bietet, da sie die voll 
ständige Konstellation der betreffenden Himmelsgegend wiedergeben. Es wird 
hierdurch ein außerordentlicher Gewinn an Zeit erzielt. 
Die Okularspektroskope sind in ihrer Anwendung jedenfalls die bequemsten 
Sternspektroskope, die man konstruiert hat. Sie besitzen große Lichtstärke 
und geben auch bei schwächeren Dispersionen recht scharfe Spektra, nur 
sind sie für feinere Messungen nicht geeignet. Aus dem Grunde gibt man 
ihnen selten große Dispersion und benutzt sie vorwiegend nur, um den all 
gemeinen Charakter der Spektra zu erkennen. Man verwendet für sie aus 
schließlich Prismensysteme mit gerader Durchsicht, schon aus dem uns be 
reits bekannten Grunde, daß bei dem vom Objektiv des Fernrohrs kom 
menden stark konvergenten Strahlenbündel diese Prismen keinen merklichen 
Astigmatismus geben, also eventuell auch ohne Okular verwendbar sind. 
Bei dem Okularspektroskop ist die übliche Reihenfolge der optischen Teile 
die folgende: Objektiv des Refraktors, Okular, Prismensystem, Zylinderlinse. 
Man kann dabei das Prismensystem nebst Zylinderlinse, in eine Hülse ge 
faßt, einfach auf das Okular aufsetzen und wieder abnehmen. Die Dimensionen 
dieser Teile können sehr klein genommen werden, da die Breite des aus 
dem Okular austretenden Lichtbündels eine geringe ist, nämlich niemals größer 
als die Pupillenöffnung des menschlichen Auges bei schwachen Lichtein 
drücken, also höchstens etwa 8 Millimeter. 
Die Leichtigkeit, die Hülse mit Prisma und Zylinderlinse sofort abnehmen 
oder aufsetzen zu können, gewährt den außerordentlichen Vorteil, zu unter 
suchende schwächere Sterne ohne weiteres in die Mitte des Gesichtsfeldes 
bringen und sie dann nach Aufsetzen der Hülse spektroskopisch beobachten 
zu können, wodurch Schwierigkeiten in der Identifizierung der Sterne oder 
Verwechslungen ausgeschlossen werden. Die Orientierung innerhalb der 
Sternspektra erfolgt bei Okularspektroskopen am einfachsten durch eine 
Millimeter- oder Wellenlängenskala, die seitwärts in fester Lage angebracht 
und an der vorderen Prismenfläche ins Gesichtsfeld total reflektiert wird. 
Beim Objektivprisma, bei dem die Spektra neben- und z. T. übereinander- 
liegen, haben E. Pickering, Schwarzschild u. a. versucht, durch Vorschalten 
von lichtdurchlässigen aber einzelne Spektralgebiete scharf absorbierenden 
Filtern, z. B. Neodymglas, das sehr charakteristische und dabei nicht zu 
zahlreiche Absorptionslinien liefert, die erforderlichen Anschlußpunkte zu 
schaffen. 
Die visuelle Beobachtung der Sternspektra ist durchaus kein leichtes Ar 
beitsgebiet, besonders an Abenden mit starkem Funkeln der Sterne, das ja 
mit einem ständigen Farbenwechsel verknüpft ist. Dieser Farbenwechsel be 
steht in einem je nach dem Luftzustande und je nach der Höhe des Sterns 
über dem Horizonte verschieden schnell aufeinanderfolgenden Aufblitzen des 
Sterns in den Spektralfarben, wobei zuweilen das Licht zwischen zwei Far 
ben völlig erlischt. Hierdurch erscheinen die verschiedenen Farben des Spek 
trums hintereinander in rasch wechselnder Helligkeit, was im Spektroskop