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Strahlung; (Thennodynamik cler Strahlung) Strahlungserregung 



\velche Beziehungen tritt, ponderomotorische 

 Wirkungen ausiibt; gleichgiiltig. ob es von ihm 

 emitiert, absorbiert oder gespiegelt wird. Schon 

 Maxwell hat den Druck auf vollkommene 

 Spiegel berechnet, und heutzutage sind wir im- 

 stande, ganz allgemein die AVirkung auf beliebige 

 Kijrper anzugeben, mogen sie ruhen oder bewegt 

 sein, solange nur die geometrische Optik an- 

 wendbar bleibt. Die Theorie steht dabei in bester 

 Uebereinstimmung mit den Versuchen von 

 Lebedew sowie Nichols und Hull, welche den 

 Strahlungsdruck unmittelbar gemessen haben. 

 Schwieriger wird dessen Berechnung, sowie 

 die von der Strahlung getroffenen Kiirper so klein 

 werden, da 8 Beugungsersrheinungen auftreten. 

 Fiir kugelfiirmige Teilchen haben Schwarz-' 

 schild und Debye diese Rechnungen durch- 

 gefiihrt. Das Ergebnis, welches sich qvralitativ 

 auf Korper beliebiger Gestalt iibertragen lafit, 

 wollen wir in der Weise darstellen, daB wir den 

 Druck der Sonnenstrahlung niit der Gravitations- 

 kraft vergleichen, welche die Sonne ausiibt. 

 Beide Krafte nehmen umgekehrt proportional 

 zum Quadrat der Entfernung ab, so daB dieser 

 Vergleich fiir alle Entfemungen gilt. Beginnt 

 man dabei bei groBen Kb'rpern, wie es etwa die 

 Plain-ten sind, so ist der Strahlungsdruck ein 

 ganz verschwindender Bruchteil der Anziehung. 

 Aber das Yerhaltnis andert sich zugunsten des 

 Strahlungsdruckes mit abnehmenden Dimen- 

 sionen, weil die Anziehung eine Volumenwirkung, 

 der Strahlungsdruck eine Flachenwirkung ist. 

 Rechnen die Abmessungen nach Lii'htwellen- 

 langen, so iiberwiegt der Strahlungsdruck die 

 Anziehung unrl zwar gelegcntlich um das 40fache. 

 Frrilich, liiUt man die Dimension noch weiter 

 abnchmen, so wird dies Verhiiltnis wieder kleiner 

 und bei ganz kleinen Teilchen muB wieder die 

 Anziehung iiberwiegen. 



Auf diesem Sachverhalt hat nun Arrhenius 

 dii' Theorie der Kometenschweife aufgebaut. 

 Schon von Keppler ist die Ansicht geauBert 

 worden, daB die Materie dieser Schweife von 

 drr Sonne abgestoBen wird. Andererseits haben 

 die Astronomen sclion hinge festgestellt, daB 

 diese aus sehr lein verteilten, kleinen festen 

 Kiirpern bestanden. Die AbstoBungen, die man 

 beobachtet hat, iibersteigen die Anziehung manch- 

 mal nur wenig, in manchen Fiillen aber auch um 

 das 37- und -loi'aehi'. So t'indet die Keppler- 

 sche Ansicht in der Lchre vom Strahlungsdruck 

 eine nachtragliche Bestatigung. 



Litoratur. M. I'lmirl.-. I'.. //.,<//;,,/< ,;!, ill, 

 Theorie tier It'-// m< .>-ir<ilihimi. /,-/;:/'/ /.'"".. 

 Ann. d. Physik, 4, 55S, ami. -- II'. ll'iVii. 

 Enzyklopadie '/<' m&lhematische'n ]]'/xxt'nxrhaftni, 

 V, :?.?. A>,ti. il. I'/ii/xi/:, 52. 7.J,', 1S94. 



M. IMUC, Ann. il. I'lii/sil;. 20, S6H, /.';. Vi'i-li. 



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 Inn. <i. Physil;, 14. ;. P. /></(;/'' 



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 K. Scturarsuchlltl. .'/.</,./,. \,t:. /?,-/-., Inn/. 



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 mill (1. F. Hull. Ann. /. I'liiixil:. 



12, 2SS, 190S. 



M. r. S.tittf. 



Strablnngserregung. 



1. Zentra und Triiger der Spektra. 2. Ele- 

 mentare Lichtemission im Bandenspektrum. 

 3. Elementare Lichtemission im Serienspektrum. 



i. Zentra und Trager der Spektra. Will 

 man die elementaren Vorgans;e zergliedern, 

 welche an einem einzelnen Elektron, Atom 

 oder Molekiil zur Erreitung von Strahlung; 

 i'iihren, so hat man sich zunachst klar zu 

 niachen, welches die elementaren Trager 

 der Lichtemission sind und weiter, welche 

 Zentra an diesen Triigern der Herd einer 

 Emission von Lichtenergie sind. Der erste 

 Schritt zur Losung dieser Frage besteht darin, 

 daB man die vorkommenden Spektra in 

 wenige groBe Grnppen ordnet (J. Stark, 

 Die elementare Strahluns;. Leipzig 1911 

 S. 42). 



Die erste Hauptgruppe von Spektren 

 sind die Serienspektra; es haben sich 

 namlich in den Spektren zahlreicher Elemente 

 Linien zu Serien zusammenorclnen lassen, 

 deren Glieder sich durch eine ana- 

 lytisclie Formel so zusammenfassen lassen, 

 daB ilire Schwingungszahlen aus einer alge- 

 braischen Funktion aufeinanderfolgender 

 ganzer Zahlen sich berechnen. Es hat sich 

 ergeben, daB diese Serienlinien durch ein 

 ni.-iLj'iictisches Feld in Komponenten zerlegt 

 werden (Zeeman-Effekt) und daB sie in 

 den Kanalstrahlen bewegte Intensitat 

 (S tark-Doppler-Effekt) zeigen. Da es 

 noch zahlreiche andere Linien gibt, die 

 zwar nicht oder wenigstens noch nicht zu 

 Serien zusammengefafit sind, die indes 

 Zeeman- und Stark - Doppler - Effekt 

 zeigen, so ist es angezeigt, diese ,,nicht- 

 t'ormulierten" Linien ebenfalls zu der Gruppe 

 cler Serienlinien zu rechnen. 



Die zweite Hauptgruppe von Spektren 

 istdiejenige derBandenspektra. EinTypus 

 derselben wird durch die I'ormulierten Banden- 

 spektra dargestellt; fiir diese lassen sich 

 die Schwiiigungszahlen der einzelnen Linien 

 aus einer algebraischen Funktion aufeinander- 

 folgender ganzer Zahlen berechnen, die ver- 

 schieden ist von der Funktion fiir die Serien- 

 linien. Diese formulierten Bandenlinien 

 zeigen entweder keinen Zeeman-Effekt oder 

 einen anderen als die Serienlinien, sie zeigen 

 auch keinen Stark-Doppler-Effekt. Dadies 

 auch bei einer groBen Zahl anderer Linien 

 der Fall ist, die nicht oder wenigstens 

 noch nicht zu Banden zusammengeordnet 

 sind, so werden diese l.inicn ebenfalls zu 

 der Gruppe der Bandenspektra gerechnet. 

 In diese Gruppe siud I'erner die breiten 

 kontinuierlichen Banden zu verweisen, welche 

 an festen, fliissigen oder gelosten Kiirpern 

 beobachtet werden und, wie fiir viele Falle 

 erwiesen ist, den Linienbanden dieser Korper 

 im Dampfzustand entsprechen. 



