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photographie bei dieser Bestimmung bietet, hat Pritchard gezeigt, indem er durch überaus

sorgfältige Untersuchungen bewies, daß die parallaktischen Verschiebungen, d. h. die Ander-

ungen der Position der Fixsterne unter Zugrundelegung eines oder mehrerer Vergleichssterne durch die Ausmessung der Negative mit dem sehr großen Vorzuge der Muße und der Wieder- holung sicher ermittelt werden können. Bedenkt man, daß bei Bessels heliometrischer Parallaxenbestimmung des Sternes a Cygni die Resultate, wie oben angegeben, gewaltig schwankten, und daß erst nach wiederholten, mühseligen Untersuchungen ein Mittelwert von

etwa 7ꝗ= 0,44“ festgestellt werden konnte, während Pritchard einer einzigen Reihe von photo-

graphisehen Aufnahmen den Wert= 0,434“ entnahm, so begreift man den ungeheuren Forttschritt, welchen die Einführung der photographischen Methode darbietet. So hat Pritchard in den Jahren 1887— 1890 aus am 132ölligen Reflektor zu Oxford gemachten photographischen Aufnahmen die Parallaxe von 28 Fixsternen bestimmt, darunter solche, deren Werte nur einige Hundertstel einer Sekunde betragen.(Siehe Obs. at the Oxford Univers. Observatory,

Vol. 3, 4, 5; Oxford 1889 and 1892). Seither hat man durch die Anwendung der fimmels-

photographie die Anzahl der bekannten Fixsternparallaxen auf 80 gesteigert.

Desgleichen wurde die Einführung der Photographie von hervorragender Bedeutung für die spektrographische Untersuchung der Fixsterne. Professor Dr. Hermann Karl Vogel hat in Weiterentwicklung der Fixstern-Klassifizierung Secchis die spektroskopische Durchmusterung sämtlicher Sterne bis zu einer gewissen Größenklasse in Angriff genommen, wobei er sich eines eigens für diesen Zweck konstruierten Spektroskopes bediente. Die ersten Ausführungen über seine heute fast allgemein angenommene spektroskopische Einteilung der Fixsterne, welche lediglich auf direkten Beobachtungen beruhten, veröffentlichte Vogel im Jahre 1873(Astron. Nachr. Nr. 2000), als er noch die Stelle des Direktors an der Privatsternwarte des Kammer- herrn von Bülow zu Bothkamp bei Kiel bekleidete. Seine ersten Versuche der spektroskopi- schen Untersuchungen waren in hohem Grade interessant, obgleich ihnen ein fühlbarer Ubel- stand anhaftete. Die zuerst erhaltenen Spektra waren nämlich ungemein lichtschwach, was darauf zurückzuführen ist, daß sich das ohnehin schwache Licht des betreffenden Sternes auf die ganze Länge des Spektrums verteilt. Dieses letztere ist aber nur eine lange Linie, auf welcher die Fraunhofer'schen Linien als Pünktchen projiziert erscheinen. Durch die Ein- schaltung einer Cylinderlinse erhielt man freilich eine Verbreiterung des Spektrums, und die

Pünktchen wurden zu wirklichen Linien, aber dieser Vorteil wurde auf Kosten einer weiteren

Schwächung des Lichtes erzielt. Dazu kam noch der weitere Ubelstand, daß das Spektrum entweder gar nicht oder durch eine nur mangelhafte Zeichnung von ganz subjektivem Werte festgehalten werden kann. Auch können gewisse Lichtwirkungen ihrer außerordentlichen Schwäche wegen vom Auge nicht mehr wahrgenommen werden. Die Bestrebungen, diese

belstände zu beseitigen oder doch ganz wesentlich herabzumindern führten zu der Erkenntnis,

daß hier die Einführung der Photographie flilfe bringen werde, und dies geschah in der Tat, besonders seit durch Vogels Entdeckung der farbenempfindlichen Platten die photographischen Aufnahmen auch auf das rote Ende des Spektrums ausgedehnt werden können. Man brachte es bald dahin, von Fixsternen Spektren zu erhalten, die in Bezug auf ihren Linienreichtum den besten Darstellungen von Sonnenspektren sehr nahe kommen. Nach Dr. Scheiner gewährt

die in Ruhe ausgeführte Messung dieser Linien eine Genauigkeit, welche die vorher bei Stern-

spektren erzielte um das Zehn- bis Zwanzigfache übersteigt und den feinsten Messungen am Sonnenspektrum fast gleichkommt. Die Unruhe der Luft übt auf die photographischen Auf-