Absorption. 11
bei einem polierten Spiegel (Rosses Legie
rung aus 31,79 Proz. Zinn und 68,21
Kupfer) und senkrechtem Einfall. . . 63,2
bei demselben und 45° Einfallswinkel . 69,g
bei einem versilberten Glasspiegel und senk
rechtem Einfall 90,5
bei demselben und 45° Einfallswinkel . 91,o
Die A. ist hiernach bei versilberten Glas
spiegeln weit geringer als bei Spiegeln
aus Spiegelmetall. Für die nutzbare Licht-
meuge in Reflektoren, ohne Berücksichti-
gtlng der Okulare, gibt Herschel folgende
prozentische Werte: bei Anwendung von
Spiegeln aus Silber-
Spiegelmetall spiegeln
Hersêsches Teleskop 63,2 90,5
Newtonsches - 43,8 82,4
Gregorysches
oderCassegrainsches - 39,9 81,9
Prismen, wie sie bei Universalinstrn-
menten in den gebrochenen Fernrohren in
Anwendung kommen, absorbieren nach
Lamonts Angabe l k des Lichts, große
Prismen sogar 0,3, wobei viel auf die Farb
losigkeit des Glases ankommt.
Sehr wesentlich für die praktische Astro
nomie ist die A., welche das Licht in der
Atmosphäre erfährt. Schon Bouguer
hat dieselbe zu messen versucht, und indem
er das Licht des Mondes in verschiedenen
Höhen mit dem Licht einer Kerze verglich,
fand er seine Lichtstärke in 66" 11'Höhe etwa
dreimal so groß als 19° 16' überm Hori
zont. Die größere A. in letzterm Fall er
klärt sich durch den weitern Weg, den das
Licht durch die Atmosphäre zurücklegen
muß. Deshalb können wir auch die Sonne
beim Auf- und Untergang mit ungeschütz
ten: Auge betrachten, während bei höherm
Stand ihr Glanz dem Auge unerträglich
wird. Nach Versuchen, die Seidel mit
dem Steinheilschen Photometer angestellt
hat, beträgt die A., welche ein vom Zenith
zu uns kommender Lichtstrahl in der At-
mosphäre erleidet, 0,206, mittlern Baro
meterstand vorausgesetzt.
Die A. im Weltraum hat schon 1744 der
Schweizer Philipp Loys de Cheseaur
behauptet, und in diesemJahrhundert ha
ben sich OIbers (»Astronomisches Jahr
buch« für 1826) in der ältere Struse
( »Études d’astronomie stellaire«,
1847) mit diesem Problem beschäftigt. Die
beiden erstgenannten gehen von der An
sicht aus, daß eine unendliche Anzahl von
Fixsternen vorhanden sei, und daß man
sich keinen Punkt des Himmels ohne Sterne
denken könne. Man sollte demnach ver
muten, daß der ganze Himmel im Glanz
der Sonne strahlen müßte. Da dies nicht
der Fall ist, so muß man annehmen, daß
das Licht im Weltraum eine gewisse A.
erleidet. Dieselbe wird bei den nächsten
Fixsternen nur unbedeutend sein, aber
von einer gewissen Grenze an wachsen,
so daß endlich nur ein so kleiner Rest der
gesamten Lichtmenge übrig bleibt, daß
wir über eine gewisse Entfernungsgrenze
hinaus kein Objekt mehr zu erblicken ver
mögen. Olbers nimmt nun an, daß das
Licht des Sirius um Vvoo geschwächt ivird,
und berechnet daraus die durch die A. ge
schwächte Helligkeit in der Entfernung von
84,23 178,40 285,16 408,41 554,13
Siriusweiten zu
0,9 0,8 0,7 0,6 0,5.
In der Entfernung von 30,000 Sirius
weiten wird die Helligkeit bis auf 1977
Billiontel vermindert.
Struve geht bei seiner Ermittelung des
numerischen Werts der A. -von der Be
stimmung der raumdurchdringenden Kraft
des Müßigen HerschclschenTeleskops aus,
die er — 663,94mal der mittlern Ent
fernung eines Sterns erster Größe findet;
d. h. ein Stern von der absoluten Leucht
kraft eines Sterns erster Größe Erde in
diesem Teleskop gerade noch sichtbar sein,
wenn er in der angegebenen Entfernung
stünde. Unter der Annahme einer gleich
mäßigen Verteilung der Sterne im Raum
findet dann Struve weiter, daß in dem ge
nannten Teleskop gleichzeitig 3021 Sterne
sichtbar sein müssen, während Herschel
thatsächlich nur 122 gesehen hat. Diese
beträchtliche Verminderung erklärt nun
Struve für eine Folge der A.; die schwäch
sten von Herschel beobachteten Sterne
würden nicht 663,94-, sondern nur 227,78-
mal so weit von uns entfernt sein als im
Mittel ein Stern erster Größe.
Indessen haben diese Resultate nur sub
jektive Bedeutung. Die Grundlage, auf
der sie beruhen,' die gleichmäßige Vertei
lung der Sterne im Raum, ist nämlich
