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