li^2 Sit/uMg der pliys.- iiiatli. f'lasse v. 4. März. — -Mittheilimg v. LS. Febr. 



Soiinenaufnaliiiic stark abwicli, zeigten sich so heträchtliclie Differenzen 

 in der Dispersion, «lass die Abweichung audi iinierhalli des Sehfeldes 

 als variabel angeselien werden musste. 



Die Relation zwischen den Umdrehungen der Schraube am Ucular- 

 mikrometer und den Wellenlängen wurde in derWeisegelunden, dassder 

 grösste Theil der Normallinien auf dem Sonnenspectrmn nach einander, 

 mit stetem Anschluss, gemessen wurde, so dass jede neue Serie dieser 

 Messungen mit der letzten Linie der vcn-angehenden Serie liegann. Da 

 das Gesichtsfeld des Mikroskops verhältnissmässig klein war. so waren 

 30 Serien erforderlich. Die gesammte Länge des Spectrums wurde 

 nun in Unteral)theilungen getheilt, und liir Jede derselben wurden 

 iiacJi der Metliode der kleinsten Quadrate die zur l\cdncti(Mi noth- 

 wendigen F'actoren ermittelt. Es zeigte sich, dass mindestens siel»en 

 rnterabtheilnngen nöthig waren, um die Wellenlängen l)ei Berück- 

 siclitigung der Glieder zweiten Grades mit <ler erforderlichen Scliärfe 

 zu finden. Nach Erledigung der Rechnungen wurden einige 'l'afcin 

 angelegt, welche die Umwandlung der Revolutionen in Wellenlängen 

 wesentlich erleichterten, so dass die Arlx'it der Hestinnnuut;' der ^letall- 

 linien nicht so beschwerlich win-de. als man vielleicht nach der vor- 

 stellenden Bcsclireilmiig des (ianges der Untersuclmng annehmen könnte. 



Die Unsicherheit der aus meinen Messungen abgeleiteten Wellen- 

 längen wird für gewöhnlich o. i Angströmsclie Einlieit {0.01 /ufi) nicht 

 wesentlich üV)er.steigen : mir wenn die betreffende Linie äusserst schwach 

 war, .so dass sie nur .schwierig aufgefasst werden konnte, oder bei un- 

 gewöhnlicher Breite einer Linie ist das \'orliandensein grösserer A1)- 

 wcücluuigen walirscli eil dich. 



In den Fällen, wo \'erL;leicliuini('ii angestellt werden konnten, fand 

 ich eine befriedigende Ubereinstinnnung meiner Resultate mit anderen 

 iH'ueren Beobachtungen. in.sbesondere mit den Tafeln von A. Rowland, 

 die in d(Mu >■ Astrophysical Journal« veröffentlicht wurden, und in 

 denen diejenigen Linien des Sonnenspectrnms hervorgehoben sind, die 

 mit Metalllinien coincidiren. Es finden sich in diesen Tafeln von den 

 Metallen Cer, Lanthan, Yttrium, Zirkon und Vanadium im Durch- 

 schnitt etwa 20 Procent der von mir beobachteten Linien angegeben, 

 wodurch eine werthvolle Controlle ermöglicht wvu'de. 



Die Beschränkung der vorliegenden Untersuclnmg auf den Bezirk 

 400jU/y bis 460 /U/i hatte ursj)rünglich ihren Grund darin, dass es er- 

 wünscht schien . hauptsächlich diejenigen Metalllinien ihrer Lage nach 

 kennen zu lernen . die in dem violetten Theile des Spectrums liegen, 

 der sich durch die grösste photographische Wirksamkeit auszeichnet. Es 

 sollte dadurch ein Vergleichsmaterial für astronomisch - si^ectrographische 

 Untersuchunsen gewonnen werden. Im Laufe der Arbeit bemerkte ich. 



