96 Hans Rosenberg, [32] 



Die Helligkeitsverteiluug' im Stenispektrnm kann einmal unabhängig- 

 von der Fokusdifferenz für die versclüedenen Farben erhalten werden, wenn 

 man die Aufnahmen so weit aufserhalb der Brennebene erhält, dal's die 

 geringe Verschiedenheit der Brennweiten für Strahlen verschiedener AA' eilen- 

 länge gegenüber der starken extrafokalen Verschiebung vernachlässigt 

 werden darf. Ein Nachteil dieser Methode besteht darin, dafs dann selbst 

 die kräftigsten Absorptionslinien so verwaschen werden, dafs sie kaum noch 

 zur Ableitung der Wellenlängen benutzt werden können; auch ist es nicht 

 immer leicht, den Eintiufs dieser Linien auf den Schwärzungsverlauf im 

 Spektrum zu erkennen und zu eliminieren. 



Die zweite Methode, die von diesen Fehlern frei ist. besteht darin, 

 dafs man die Verbreiterung des Sternspektrums dadurch eizielt, dafs man 

 bei ruhendem Fernrohr den Stern „laufen" läfst, und, falls die Lichtschwäche 

 des Sternes dies erfordert, den Stern bei geschlossenem Verschlufs zurück- 

 führt und den Vorgang in mehreren Überdeckungen wiederholt. Bei dieser 

 Art und Weise könnte man Bedenken haben, ob es statthaft ist, die mit 

 kontinuierlicher Exposition aufgenommenen Spektren mit den durch 

 intermittierende Belichtung erzeugten zu vergleichen. Um diese Fragen 

 zu entscheiden, habe ich auf der gleichen Platte mit derartig verbreiterten 

 Sternspektren dieselben Sterne in der gewöhnlichen, gering extrafokalen 

 Stellung aufgenommen und ihre Breite für die verschiedenen Wellenlängen 

 unter dem Mefsapparat bestimmt. Das Verhältnis der wahren Intensität 

 zur beobachteten ist in einem derartigen Spektrum umgekehrt proportional 

 der gemessenen Breite, woraus sich leicht die Korrektionen für die Farb- 

 fehler des Objektivs berechnen lassen. Diese Relation gilt aber nicht für 

 sehr schmale Spektren, d. h. in unmittelbarer Nähe der Brennebene, da 

 hier die Breite des photographierten Spektrums nicht nur von der Entfernung 

 von der Brennebene, sondern auch von der auffallenden Lichtmenge und 

 der Empfindlichkeit der Platte für Licht der betreffenden Wellenlänge ab- 

 hängt. Die ausgemessenen Spektra sind aber auch an der schmälsten 

 Stelle so breit, dafs ein derartiger Einflufs kaum zu befürchten ist. 



Die folgende Tabelle enthält die gemessenen Breiten für eine Reihe 

 von Platten und die daraus abgeleiteten Resultate. Der Reihe nach sind 

 für jede Platte angegeben: 1. die reziproke Wellenlänge; 2. die dazu- 

 gehörige Bi'eite in Schraubenrevolutionen für die extrafokalen Spektra; 

 3. die sich daraus ergebende Korrektion in Gröfsenklassen , bezogen auf 

 den breitesten Teil des Spektrums; 4. die aus den Schwärzungen direkt 

 abgeleiteten Intensitätsunterschiede zwischen dem extrafokalen Bild und dem 

 in der oben gekennzeichneten Weise verbreiterten, die sämtlich um eine 



