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Dr. в. Hasselberg, 



kann, eine Grösse, die den aus den vorliegenden Messungen folgenden wahrscheinlichen 

 Fehler einer Wellenlängendifferenz beträchtlich übertrifft. — 



Bei dem ausserordentlichen Linienreichthum des Spectrums wäre es aber eine ebenso 

 unnöthige, als namentlich in unserm Klima zeitraubende Arbeit gewesen, jede einzelne Gas- 

 linie direct mit dem Sonnenspectrum zu vergleichen. Ich habe statt dessen zunächst im 

 Spectrum des Gases eine Reihe möglichst gleichmässig vertheilter, leicht erkennbarer Linien 

 ausgewählt und deren WellenUingen mit der grösstmöglichen Schärfe durch directe Ver- 

 gleichung mit dem Sonnenspectrum abgeleitet. — Auf diese Fundamentallinieu wurden dar- 

 auf die zwischenliegenden Linien des Spectrums durch mikrometrische Messung bezogen. 

 Daraus erwuchs mir weiter der Vortheil, dass die Messung dieser letzteren Linien bei jeder 

 Gelegenheit auch an trüben Tagen erfolgen konnte. Die Fundamentallinien wurden stets 

 durch 6 Einzelmessungen mit den zum Vergleich gewählten Sonnenlinien verbunden, wäh- 

 rend für die übrigen Linien die Abstände von den Fundamentallinien durch 3 unabhängige 

 Messungen bestimmt wurden. — Gewöhnlich wurde dabei für jede einzelne zu messende 

 Linie nach jeder Einstellung auf die Hauptlinie zurückgegangen, nur wenn einige Linien 

 zu einer dicliten Gruppe zusammengedrängt lagen, habe ich die einzelnen Einstellungen un- 

 mittelbar nach einander folgen lassen. Diese Beobachtungsart ist durch die weiter unten 

 näher zu besprechende Veränderlichkeit der Brechung der Prismen durch Temperaturvaria- 

 tionen nothwendig geworden. — 



Um die durch mikrometrische Messung gefundenen Abstände der Linien von den 

 Fundamentallinien, sowie diejenigen der letzteren von den Sonnenlinien auf Wellenlängen- 

 differenzen zu reduciren, w^ar es weiter nöthig, für jeden einzelnen Punkt des Spectrums 

 den Werth eines Trommeltheils in Wellenlängen auszudrücken. Diese Reductionscoefficienten 

 wurden durch Beobachtung einer grösseren Anzahl möglichst gleichmässig über das ganze 

 Spectrum vertheilter Linienpaare des Sonnenspectrums erhalten, indem die Angström's 

 Tafeln entnommenen Wellenlängendifferenzen mit den entsprechenden in Trommeltheilen der 

 Schraube ausgedrückten Abständen verglichen wurden. — Die so gewonnenen Zahlen wurden 

 dann als für das arithmetische Mittel der Wellenlängen der jedesmal benutzten Sonnen- 

 linien geltend angesehen. Um die kleinen noch übrigen Ungleichförmigkeiten im Gange 

 derselben möglichst auszugleichen, wurden sie darauf durch Ausdrücke von der Form 



f = a -\- bk -+- cV' 



dargestellt und die Coefficienten a, 6, с nach der Methode der kleinsten Quadrate berechnet. 

 Dadurch gewinnt man noch den Vortheil, die Sicherheit der gefundenen Wellenlängen in 

 ihrer Abhängigkeit von diesen Factoren näher beurtheilen zu können. — Der ersten in dieser 

 Weise geführten Rechnung lagen die unmittelbar durch Beobachtung gefundenen f zu Grunde 

 und mit den daraus abgeleiteten ausgeglichenen Factoren wurde eine grössere, bereits ge- 

 messene Partie des Spectrums reducirt. ~ Es ist nun klar, dass, wenn die Factoren die 

 Dispersionsverhältnisse des Apparats genau darstellen, die Wellenlänge einer Hauptlinie, 



