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W. Gyllenberg 



Mehrere von den Spektren waren so breit, dass zwei oder drei verschiedene 

 Messungen au derselben Wellenlänge ausgeführt werden konnten. In diesen Fällen 

 wurden neue Parallelleinstelluugen gemacht und zwar nach Vollendung der ersten 



Reihe von Messungen, um da- 

 durch systematische Fehler zu 

 vermeiden. Die Platten wur- 

 den in keiner bestimmten Ord- 

 nung ausgemessen, und ausser- 

 dem, nachdem sämthche Plat- 

 ten gemessen worden waren, 

 wurden die Messungen von 

 den zehn ersten Platten wie- 

 derholt. 



Die mit Hilfe des Plioto- 

 meterkeils erhaltenen Ables- 

 ungen wurden für den Platten- 

 schleier reduziert und in pro- 

 visorischen Sterngrösseu aus- 

 gedrückt. Für jede Wellen- 

 länge und jede Platte wurden 

 die Stern-Grössendifferenzen 

 — 1)1^, zwischen S Sagittae 

 und dem Vergleichstern b ge- 

 bildet. Hierfür war es aber 

 notwendig, die Abhängigkeit 

 der Grössen der Vergleich- 

 sterne von der Wellenlänge 

 zu kennen. Zu diesem Zwecke 

 wurden die erwähnten 29 Auf- 

 nahmen von Prof. Eberhard 

 gemacht und von Prof. Hertz- 



Fig. 2 a. 



Fig. 2 b. 



Zwei Aufnahmen von S Sagittae wit der Prisma-Gitter-Me- 

 thode von Prof. Eberhard gemacht. Die Figur 2 a ist S Sa- 

 gittae in Maximum, die Figur 2 b in Minimum. Die Aufnahmen 

 sind ungefär 40 mal vergrössert. Die Veränderung des Spek- 

 trums tritt deutlich hervor, besonders bei den kleinen Wel- 

 lenlängen nahe die HK Gruppe. 



SPRUNG ausgeraessen. 



Um die Grössendifferen- 

 zen zwischen den Vergleich- 

 sterneu für die verschiedenen 

 Wellenlängen zu bestimmen, wurde das Objektivprisma mit einem Objektiv- 

 gitter kombiniert, welches letztere aus .75 mm dicken Eisendrähten mit Zwischen- 

 räumen von gleicher Grösse bestand. Die Sterngrössen-Differenz zwischen dem 



Zentralbild und dem Spektrum erster Ordnung betrug ™.9856. Mit diesem Wert 

 sind die Beobachtungen reduziert worden. Die Figur (2) zeigt zwei von diesen 

 Platten. 



