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Dritter Abschnitt. 
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Brechung selbst = a — /. Fällt ein Strahl in die Richtung der 
Normale, so findet natürlich keine Brechung statt, denn in 
diesem Falle ist a = Null, folglich auch sin a und Sm --. 
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Bei Verfertigungen optischer Instrumente ist eine genaue 
Kenntniss der Brechungscoefficienten für die verschiedenen 
Glasarten erforderlich, 
§• 27. 
Wenn das dünnere Mittel nicht, wie hier angenommen, in 
einer einzigen Ebene plötzlich in ein dichteres übergeht, 
sondern die Zunahme der Dichtigkeit stetig und allmählich 
erfolgt, so wird der Lichtstrahl in jedem Augenblick eine Ver 
änderung seiner Richtung erfahren, folglich nicht eine gebrochene 
Linie wie CDE, sondern eine Curve bilden, deren Gestalt von 
dem Gesetz der Dichtigkeitszunahme abhängig sein wird. 
(Fig. 12.) sei AB die obere, CD die untere Grenze einer 
Luftmasse, welche in unendlich viele Schichten von zunehmender 
Dichtigkeit getheilt ist, so wird der Strahl FG nicht seine Rich 
tung nach M hin fortsetzen, sondern von G ab unendlich viele 
Ablenkungen näher der Normale hin erfahren und eine Curve GC 
beschreiben. Die Tangente dieser Curve an C, nämlich EC, 
wird demnach die Richtung sein, aus welcher der Lichtstrahl 
für ein in C befindliches Auge zu kommen scheint, während 
seine wahre ursprüngliche Richtung FM ist. Der Winkel FCE 
ist folglich die Summe sämmtlicher Brechungen, die der Licht 
strahl nach und nach erfahren hat, und dieser Winkel ist es, 
welcher in der Astronomie unter dem Namen Refraction 
(Strahlenbrechung) bekannt ist. Bei der eigentlichen astronomi 
schen Refraction befinden sich die gesehenen Körper ausser 
halb des Luftkreises, und man unterscheidet von ihr die ter 
restrische, wo sie sich innerhalb desselben, aber in einer Höhe 
befinden, die von der Höhe des Auges verschieden ist. Die 
terrestrische Refraction kann man stets als einen Theil der 
astronomischen betrachten. Sie ist nämlich gleich dem Unter 
schiede der astronomischen Strahlenbrechung für die beiden 
Orte, deren einer vom andern aus gesehen wird, und kann also 
durch Rechnung gefunden werden, wenn man für die beiden 
Orte die erforderlichen Angaben besitzt. 
Es ist leicht einzusehen, dass die astronomische Refraction 
im Zenith selbst gleich Null und am Horizont in ihrem Maximo 
sein, dass sie ferner mit steigendem Barometer und eben so mit 
sinkendem Thermometer grösser werden müsse (vgl. §. 25.), und 
dass man folglich, ausser der scheinbaren Zenithdistanz, auch 
noch den Stand des Barometers und Thermometers beobachten 
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