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Photographische Untersuchnng der latensitätsverteilung in Sternspektren. 



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Die so erhaltenen Werte des Faktors F, mit dem die Potsdamer 

 Extinktion für die betreifende Wellenlänge multipliziert werden mufs, um 

 die Beobachtungen darzustellen, sind graphisch dargestellt und ausgeglichen 

 worden, wobei Gewichte eingeführt wurden, die in runder Zahl der Pots- 

 damer Extinktionsdifferenz je zweier zueinander gehöriger Aufnahmen pro- 

 portional gesetzt wurden. Das folgende kleine Täfelchen, welches alle 

 Daten enthält, die für die Extinktionskorrektionen der beobachteten Sterne 

 in Betracht kommen, gibt der Reihe nach: Reziproke Wellenlängen, den 

 zugehörigen Mittelwert des Faktors F und den daraus abgeleiteten Log- 

 arithmus des zugehörigen Transmissionskoeffizienteii p. Der letzte Wert 

 (für 1^ ^ 3070) stammt nicht aus meinen eigenen Aufnahmen, sondern 

 ist an der Göttinger Sternwarte aus zwei Platten mit ultravioletten Sonnen- 

 aufnahmen, die von Herrn Villiger in Jena aufgenommen sind, abgeleitet 

 worden (Vierteljahrssehrift d. Astron. Gesellschaft 43, p. 189). 



Tabelle IV. 



1:;. 



F. 



Ig-i» 



1:A 



F. 



Ig-P 



1 :;. 



F. 



Ig.p 



1700 



1.00 



9.9216 



2000 



1.62 



9.8780 



2600 



3.18 



9.7508 



1750 



1.10 



9.9138 



2100 



1.84 



9.8558 



2700 



3.50 



9.7258 



1800 



1.21 



9.9052 



2200 



2.08 



9.8361 



2800 



3.84 



9.6990 



1850 



1.30 



9.8981 



2300 



2.33 



9.8174 



2900 



4.18 



9.6726 



1900 



1.40 



9.8903 



2400 



2.61 



9.7954 



3000 



4.53 



9.6449 



1950 



1.51 



9.8866 



2500 



2.89 



9.7734 



3070 



4.80 



9.6238 



Von Interesse dürfte auch ein Vergleich dieser Zahlen mit den von 

 anderer Seite gefundenen Werten für lg. p sein. Eine Zusammenstellung 

 der Transmissionskoeffizienten findet sich in dem W^erke: „Die Photometrie 

 der Gestirne" von G. Müller, p. 140. Zu den dort angeführten Werten 

 nach Beobachtungen von W. Abney, S. P. Langley und G. Müller ist 

 in neuerer Zeit nur noch eine gröfsere Reihe von C. S. Abbot und F. 

 S. Fowle^) hinzugekommen. Den Gang der von den verschiedenen Be- 

 obachtern gefundenen Gröfsen lg. p mit der Wellenlänge gibt die folgende 

 graphische Darstellung (S. [26]) wieder; die Tafel ist so übersichtlich, dafs 

 eine Erklärung unnötig erscheint. 



Man sieht, dafs nicht nur die absoluten Beträge von lg. p bei den 

 verschiedenen Beobachtern stark schwanken, sondern dafs auch der Gang 



1) Annais of the astrophysical observatory of the Smithsonian Institution. Vol II, 

 p. 113 (1909j. 



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