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Nach der in dem vorig-en Abscdinitt entwickelten Methode sind die 

 Öpel'Ctra der Sonne und aller Programnisterne mit denjenigen einiger weniger 

 Sterne verglichen worden. Als Yergleichsterne wurden stets « Aquilae, 

 « Aurigae, « Lyrae oder ß Orionis benutzt, die sich durch Lage und Hellig- 

 keit als besonders geeignet für diesen Zweck erwiesen. Um den Einflul's 

 der Beobachtungsfehler auf das Resultat zu verringern, sollten von jedem 

 Objekt an w^euigstens zwei Abenden Aufnahmen g-emacht werden. Dieses 

 Programm wurde in den Jahren 1907 — 1909 durchgeführt: im ganzen 

 wurden an 27 Abenden 36 brauchbare Platten erzielt mit 378 Spektren 

 (einschliefslich derjenigen zur Ableitung von Plattenkonstantep und Extinktion), 

 die sämtlich unter dem Hart mann scheu Mikrophotometer ausgemessen 

 worden sind. Die Zahl der exponierten Platten, die durch plötzlich auf- 

 tretende Bewölkung für eine photometrische Verwertung verdorben wurden, 

 bildet bei den ungünstigen klimatischen Verhältnissen Göttingens leider 

 einen ziemlich grofsen Prozentsatz der Gesamtaufnahmen. 



Um ein möglichst klares Bild von der Energieverteilung in den ein- 

 zelnen Spektren zu gewinnen, besonders aber auch, um die Einwirkung der 

 bei den extrafokalen Aufnahmen schon ziemlich breit werdenden Absorptions- 

 linien erkennen und eliminieren zu können, beschlofs ich, die Schwärzungs- 

 messungen bei recht zahlreichen Wellenlängen vorzunehmen; als Abstand 

 der einzelneu Messungen im prismatischen Spektrum wurde schliefslich 

 0.5 mm gewählt, so dafs jedes Spektrum rund in 60 Wellenlängen aus- 

 gemessen worden ist, die der weifsen Sterne in mehr, die der röteren in 

 weniger. Die Gesamtzahl der Einzelmessungen seilt sich damit etwa auf 

 23 000. Um die Sicherheit der Messungen zu erhöhen und mich besonders vor 

 Beeinflussung zeitlich benachbarter Messungen aufeinander nach Möglichkeit 

 zu schützen, habe ich die Ausmessung nicht fortlaufend von 0.5 zu 0.5 mm 

 über das ganze Spektrum ausgeführt, sondern es wurde zunächst das ganze 

 Spektrum für die vollen Millimeter durchphotometriert und dann die 

 Messungen bei den dazwischenliegenden halben Millimetern wiederholt. 

 Bei dieser Anordnung entspricht das Resultat im wesentlichen dem Mittel 

 aus zwei völlig unabhängigen Messungsreihen, die gleichzeitig einen selbst- 

 ständigen Wert dadurch erhalten, dafs sie für verschiedene Wellenlängen gelten. 



Die so erhaltenen Schwärzungswerte wurden auf Millimeterpapier 

 eingetragen — die Schwärzung als Ordinate, die Lage im prismatischen 

 Spektrum als Abszisse — und graphisch ausgeglichen. Da es sich bei 

 den beabsichtigten Untersuchungen lediglich um die Intensität 

 des kontinuierlichen Untergrundes handelte, so wurden in den 

 extrafokalen Spektren die durch kräftigere Absorptionslinien 



