748 Sitzung der physikMÜscIi - iii;ithi'iu;itisclicii CIjisnc vom 17. Novciiihei-. 



Angström selbst idcntificirte luir wcuiftc^ seiner Linien in der 

 KiRcmioiFselien Zeicluiuns;', dai-egen linden sicli 'rnhellen, die für eine 

 grössere Anzahl von Speetrallinien sowohl die KiRciiiioiFsche Bezeicli- 

 nung als aneli die ANGSTKÖM'sche Wellenlänge enthalten, an verschie- 

 denen Stellen, so z.B. bei d'Arrest'. bei Secciii" und bei Young'. 

 Die letztgenannte Tabelle gieng dann aneli in die Lehrbücher der Spec- 

 tralanalyse von Schellen und von Koscoe üljer. 



Seit dem Erscheinen der von Rowland durcl» directe Photogra])liie 

 des Sonnenspectrums hergestellten grossen Spectraltafeln , welche mit 

 einer genauen Wellenlängenscale versehen sind, ist es ein Leichtes, für 

 jede von Kirciuioff gezeichnete Linie die entsprechende Wellenlänge 

 zu ermitteln. Die Identificirung der KmcnnOFF'schen Linien in dem 

 viel linienreicheren RowL.\ND'schen Spectrum macht im allgemeinen 

 keinerlei Schwierigkeiten, ja, es gewährt geradezu einen Genuss, zu 

 beobachten, mit welcher Genauigkeit der Eindruck complicirter enger 

 Liniengni])pen . zu deren Auflösung Kirchhoff's Apparat nicht au.s- 

 reichte, durch die verschiedene Schwärze und Breite der Linien in 

 der Zeichnung wiedergegeben ist. Ich hal)e diese Identificirung für 

 grosse Strecken des Spectrums ausgeführt, will an dieser Stelle jedoch 

 keinen vollständigen Catalog der Wellenlängen aller KmcHnoFF'schen 

 Linien geben, da ein derartiges umfangreiches Verzeichniss gegenwärtig 

 nur noch geringen Werth haben würde. Es soll hier vielmehr nur 

 untersucht werden, in wie fern sich KiRcnnoFF's Darstellung von einem 

 richtig gezeichneten prismatischen Spectrum unterscheidet, auf welche 

 Weise diese Abweichung entstanden ist, und wie trotz derselben die 

 genauen Werthe der Wellenlängen aus Kirchhoff's Sealenangaben auf 

 einfache Art berechnet werden können. 



Unter einem richtig gezeielineten Dispersionsspectrum ist zunächst 

 dasjenige zu verstehen, welches man erhält, wenn man jede einzelne 

 Linie im Mininuun ilirer Ablenkung beobachtet und die Ablenkungs- 

 winkel dann in linearem Maassstabe zeichnet. Ich werde dieses Spec- 

 trum kiu-z als das ideale Dispersionsspectrum bcv.eichnen und erwähne 

 als Beispiel eines solchen das von Prof. Müller im zweiten Bande der 

 Publ. d. Astrophys. Obs. zu Potsdam auf Tafel 34 dargestellte »Spectrum 

 der Sonne bei schwacher Dispersion«. Direct sehen kann man das ideale 

 Spectrum nicht; es gelangen viehuehr immer nur diejenigen etwas 

 anders gebauten Spectra zur unuiittcll)nren Wahrnehmung, die sich 

 bei fester Stellung des Prismas gegen den einfallenden Stralil, bei d(>r 



' Under.sogelser ovkv de iiebulose Stjenier. Kopenliagen 1872. p. 28. 

 2 Die Sonne, deutsch von Schellen. Bniunsclivveis 1872. Bd. 1 S.246. 

 * Catalogue of Bright Lines in the Spcctnnn of tlic Solar AtniosplieiM 

 Jouin. 111. Ser. Bd. 4 (1872) p.356. 



