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belle bzw. der Kurve entnehmen, wenn sein Auge völlig 
die normale Empfindlichkeit hätte, Das wird genau 
nie der Fall sein; vielmehr wird stets eine Ab- 
weichung vorhanden sein, wenn auch (das ist wesent- 
lich!) A keine erhebliche. Um nun den Wert auf 
sein Auge zu korrigieren, entnimmt er der Kurve 
ußepäcın die Wellenlänge Aa für einen Stern von der 
Temperatur der Sonne und stellt durch Beobachtung, 
wie sogleich zu beschreiben ist, für sein Auge die 
Wellenlänge A» der Sonne fest. Dann hat er für die 
mit seinem Auge an dem ersten Stern gemachten Be- 
obachtumgen die Wellenlänge AU =Aı + (Ad — 2) zu- 
grunde zu legen. 
Die effektive Wellenlänge des Sonnenlichtes wurde 
mit einem Apparat folgender Art gemessen: Mit 
Sonnenlicht, reflektiert an frisch versilberten Spiegeln, 
wird ein künstlicher Doppelstern (zwei Löcher in 
Stanniol von rund 0,04 mm Durchmesser in § = 0,06 mm 
Abstand) ‘beleuchtet. Die Beobachtung erfolgt durch ein 
Fernrohr, vor dessen Objektiv sich ein Schirm mit 
zwei kreisférmigen Öffnungen (Abstand D — 6 bis 
7 mm; Durchmesser 1 bis 2,5 mm) befindet. Der Ab- 
stand des Doppelsterns vom Objektiv war L — 9 m. 
Die Summe aller Fehler aus den Bestimmungen von 
L, §, D ist kleiner als 1.000. Der Cosinus des Dreh-. 
winkels, bei dem die Interferenzen unsichtbar werden, 
ist, wie eine nähere Betrachtung zeigt, auf 4% /oo 
genau bestimmbar. Nach allem ergibt sich! %o auf 1 °/oo 
oder etwa 5 Ä. An dem benutzten Apparat waren alle 
Linsen aus Quarz. Die Beobachtungen wurden auf dem 
Mt. Wilson und in Pasadena vorgenommen, und zwar 
tür verschiedene Zenithdistanzen und bei verschiedener 
Beschaffenheit der Atmosphäre Konstanz der effek- 
tiven Wellenlänge ergab sich auf Mt. Wilson für alle 
Zenithdistanzen bis zu 60° (5510 A), in Pasadena, fiir 
solche bis 40° (5520 A). Für größere Zenithdistanzen 
steigt die ‘Wellenlänge, auf Mt. Wilson z. B. bis 
5660 A bei Sonnenauf- und -untergang. Auch tritt dann 
die Abhängigkeit von der atmosphärischen Beschaffen- 
heit hervor. Die Wellenlängen wären größer an 
wolkigen Tagen, am. kleinsten nach Regen. 
Die am Anfang skizzierte Theorie les Michelson- 
schen Verfahrens setzt voraus, daß die Öffnung der 
Spalte vor dem Objektiv klein ist gegen ihren Abstand. j 
Hine wichtige Frage ist die, wie sich die Ergebnisse 
‚ändern, wenn diese Voraussetzung nicht mehr zutrifft. 
Da zeigt nun der Versuch am künstlichen Doppelstern, 
daß bei Anwendung der Drehmethode die Spaltweite 
keinen Einfluß hat, daß vielmehr stets beim selben 
Drehwinkel die geringste Sichtbarkeit der Interferenzen 
auftritt. Da diese Art der Beobachtung in der Astro- 
nomie die Regel sein wird, so spielt also hier die Spalt- 
weite gar keine Rolle. Immerhin ist es vom theore- 
tischen Standpunkt aus interessant, zu fragen, wie die 
Verhältnisse werden, wenn man nicht dreht, sondern 
den Spaltabstand ändert und die Aufmerksamkeit auf 
die Mitte des Beugungsbildes richtet. Der Winkel- 
abstand ß eines Doppelsterns läßt sich jetzt in der 
Form B= oye (1-++ K) schreiben. Für das Korrektions- 
glied K hat Homy 0,765 ($) Anderen 
findet beträchtlich kleinere Werte. Das Wesentliche 
an. seiner Überlegung ist Folgendes: Setzt man das 
angegeben. 


Breite schwankt zwischen % und 2,5 mm, der Wert n 
‚ ponente 3 km/sec. betrugt). 
. Evershed) ebenfalls Konstanz der Wellenlängen fest- 
je 3:4 FREE, 



































sin?" _ 

wie die Funktion E j ” eos? x variiert. Die Ps 
bilder beider ‘Komponenten schieben sich  überein- 
ander. Ist n sehr groß, so haben die mittleren Max 
alle gleiche Höhe; sind daher beide Bilder gerade 
A gegeneinander 
Auslöschen des Minimums in der Mitte. Ist dagegen 
n klein, so ist das Maximum in der Mitte größer als 
das ihm benachbarte, man muß jetzt die u! beider 
= ye 
verschoben, so erhält man volliges 
neun um etwas mehr als den Abstand En: übe 
By a: 
einander schieben, um das Minimum in der Mitte ver- 
schwinden zu lassen. Anderson führt die Rechnung 
wirklich durch. Er stellt sodann Experimente mit 
künstlichen Doppelsternen und Sternscheibchen an. Be 
leuchtet wird mit grünem Licht (5400 A). Der Abe 
stand der Spalte von dem Objekt beträgt 5 mm, ihre | 

also zwischen 10 und 2. Verändert wird der Abstand — 
zwischen Stern und Objektiv. Anderson findet v af 
Ubereinstimmung des Experiments mit seinen’ Formeln 
während die Forinel von Hamy fiir das Korrektion 
glied den sechsfachen Wert liefert. ee 
An Investigation of the Constaney in Wave-Length _ 
of the Atmospheric and Solar Lines. (Charles E. St. 
John und Harold D. Babcock, Astrophys. Journal 55, 
36—47, 1922.) Die Fraunhoferschen Linien terrestri- 
schen Ursprungs werden bei Ausmessung der Sonnen- 
linien häufig: als Standard benutzt. Die “Frage, ob ihre 
Wellenlänge unter allen Umständen konstant. ist, ist 
daher von größter Wichtigkeit. Perot beobachtete 1915 
an einer Sauerstofflinie der B-Gruppe, daß die Wellen- 
länge mittags größer war als morgens und abends. Der 
Unterschied war so groß, daß er aus ihm auf Geschwi 
digkeiten in der Atmosphäre schloß, deren Radialko 
Verf. prüft die Veränder- 
lichkeit der Wellenlänge mit der Tageszeit in drei 
Spektralbereichen, in der B-Gruppe (bei 6867 Ä), de 
a-Gruppe (6276 A), der Wasserdampfbande bei 5900 
Die Wellenlängen wurden teils auf Sonnenlinien, ‚korri- 
giert mit Beast auf die Erdbewegung, teils auf, Ab-— 
sorptionslinien des Joddampfs bezogen. Alle Messung 
an 25 Platten sowie ferner die Auswertung von 
Spektrogrammien, die für andere Zwecke aufgenommen 
und seit 1911 auf Mt. Wilson angesammelt sind, er, geben 
im Gegensatz zu Pérot keinerlei Veriinderlichkeit 
der Wellenlänge, die die Fehlergrenze übersteigt 
(< 0,001 A). Es zeigt dies die Abwesenheit großer 
Geschwindigkeiten in der Atmosphäre und rechtfertigt 
die Benutzung terrestrischer Linien als Standar : 
Der zweite Teil beschäftigt sich mit den Lini i 
solaren Ursprungs, bei denen Verf. (im Gegensatz zu 
stellt. Sein Ergebnis beweist, daß radiale Konvektions- 
ströme auf der Sonne zwar nicht re daß sie abe r 
bemerkenswert konstant sind. i 
sid sie abwärts, in tieferen aufwärts gerichtet, Bi. 
.R. Lamla Bf 
2 D ay Se ree Raf se Si 
Verhältnis von Spaltabstand und S: BÜRTERNE ay are. ibe 
a Ki a : 1) 0,001 A entspricht etwa thy koe. Sie "AR 
Herausgeber und none her Schriftleiter: Dr. Arnold Berliner, Berlin W939. un ve ra. er sae 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. 8. Hermann & Co. in Berlin SW 19. eo 
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