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Die Beobachtungsapparate. 
Länge des Spektrums (Ordinate) dagegen, bezogen auf die gleiche Brennweite, im Maßstab 1:4; 
die Länge des Spektrums würde also nur einer Brennweite von 500 mm entsprechen. Die 
astigmatischen Bildpunkte sind für jede Farbe auf dem Mittelstrahl des infolge der verschie 
denen Abblendung wirklich hindurchgehenden Strahlenkegels berechnet. Die ausgezogene 
Kurve entspricht wieder den Bildpunkten der Sagittalstrahlen, die gestrichelte denen der 
Meridionalstrahlen. In die Figur ist die für eine ausgleichende Einstellung vorteilhafteste Lage 
der Plattenebene eingetragen; wie sich hieraus ergibt, ist durch eine 
w Plattenneigung von etwa 1 y 2 ° eine verhältnismäßig gute Anschmiegung 
an die Bildflächen zu erreichen. Dabei mußte natürlich dem Aplanaten 
als solchem ein gewisser Grad von Bildwölbung belassen werden, um 
den Einfluß des sekundären Spektrums zu kompensieren. Durch eine 
geringe Änderung der chromatischen Korrektion im Sinne einer Unter 
korrektion hätte sich noch eine genaue Senkrechtstellung der Platten 
ebene zur optischen Achse ermöglichen lassen, jedoch wäre hierdurch 
kein besonderer Vorteil mehr erzielt worden. 
Infolge dieser schrägen Lage der Bildflächen ist der die Kassette 19 
(Abb. 36) aufnehmende Schlitten 18 entsprechend geneigt an dem 
Kamerarohr 16 angesetzt. Zur Aufnahme mehrerer Spektren auf einer 
Platte kann der Schlitten durch eine Sperrvorrichtung an vier ver 
schiedenen Stellen festgehalten werden. 
Wie oben erwähnt, sollte auch hier als Vergleichslichtquelle in 
erster Linie die freie Sonnenscheibe selbst benutzt werden, und zwar 
in der Art, daß vor und nach der Finsternis auf jede Platte ein durch 
Verwendung eines schmalen Spaltes und Einfügung eines Dämpfungs 
glases geschwächtes Spektrum mit der gleichen Belichtungszeit, wie 
die für das betreffende Koronaspektrum vorgesehene, aufgenommen 
würde, während eine Serie von Spektren verschiedener Helligkeit nach 
einer künstlichen Lichtquelle den Charakter der Schwärzungskurve für 
die einzelnen Wellenlängen festlegen sollte. Der Gang der photometrischen Messungen war 
also in ganz analoger Weise gedacht, wie auf S. 55 und 56 bei dem Astrographen beschrieben 
wurde. Auch hier hätten sich wieder, und zwar für jede beliebige Spektralfarbe, Interpolations 
kurven ergeben, mit denen die Helligkeiten des Koronaspektrums und des Spektrums der freien 
Sonnenscheibe, unter Berücksichtigung der erforderlichen Schwächung des letzteren, ver 
glichen werden konnten. 
Während der Totalität sollten wenigstens zwei Aufnahmen gemacht werden, eine mit 
dem Prismensatz geringer Dispersion und mit langer Expositionsdauer für die äußerste Korona, 
und eine zweite mit der größeren Dispersion und kürzerer Belichtungsdauer für die nächst 
helleren Teile der Korona. 
■Jo 
cl 
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691/4/4 
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v 41- 
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623/4/4 
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546/4/4 
1 9 
10 
486 /4/t 
/ 
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V 
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436/4/4 
AA 405/ 4/4 
f=2000mm 
Abb. 41 . 
Die vierfache Photometerkamera. 
(Abb. 36 und 37.) 
Diese vier Kameras sollten die mit dem Spaltspektrographen erhaltenen Resultate in 
gewisser Beziehung ergänzen. Während nämlich dieser letztere, abgesehen von der Untersuchung