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groBe Bedeutung bei der Bestimmung der schoben sind, um Betrage, die fiir die ver- 

 Solarkonstante zu (vgl. 2b) (Abbot). schiedeuen Linien zwischen 0,000 und 0,010 A 



Bequemer zu beobachten, also besser variieren. Linienverschiebungon in den 

 bekannt als das Infrarot, sind der sichtbare Spektren einzelner Teile des Sonnenbildcs 

 und der ultraviolette Teil des Sonnenspek- waren schon liingst bekannt und auf Grund 

 trums. Mit der glanzenden Entdeckung des Dopplerschen Prinzips interpreticri ; 

 von Kirchhoff und Bunsen (1860), daB die allgemeine einseitige Verschiebung aber 

 die Fraunhoferschen Linien iiber die j erschien sonderbar. 



chemische Zusammensetzung der Sonne und Man kennt gegenwartig 5 Ursachen, wo- 

 anderer Gestirne sichere Auskunft geben, fangt durch Linien des Sonnenspektrums gegen 

 der Anfschwung der Astrophysik an. Die die entsprechenden irdischen Emissions- 

 ersten Untersuchungen bezweckten natur- linien verschoben sein kb'nnen: a) Bewegung 

 lich eine Beantwortung der Frage, welche ! der Lichtquelle, des Beobachters oder des 

 Elemente sich in der Sonnenatmosphare | Mediums (Doppler, 1842, W. A. Michcl- 

 vorfinden. Rowland gibt folgendes vor-ison, 1901); /?) Druck (Humphreys und 

 laufisje Verz.eichnis: . Mohler, 1896); y) Magnetfelder (Zeeman, 



1896); 6) anomale Dispersion (Julius, 1900); 



e) Gravitationspotential (Einstein, 1911). 

 K) Es sei c die Lichtgeschwindigkeit, v = 



tit 



die Geschwindigkeit, mit der die Entfenning 



Nach der Intensitat der Linien im Sonnen- 

 spektrum gcordnet: Ca, Fe, H, Na, Ni, Mg, 

 Co, Si, Al, Ti, Cr, Mn, Sr, V, Ba, C, Sc, Yt, 

 Zr. .Mo, La, Nb, Pd, Nd, Cu, Zn, Cd, Ce, Be, 

 Ge, Rh, Ag, Sn, Pb, Er, K. 



Nach der Zahl der Linien im Sonnen- : Lichtquelle Beobachter abnimmt, so ist narh 

 spektrumgeordnet: Fe (2000), Ni, Ti, Mn, Cr dem Dopplerschen Prinzip (wenn v kli-in ist 

 Co, C (200), V, Zr, Ce, Ca (75), Sc, Nd, La, gegen c) die beobachtete Welienlange : 

 Yt, Nb, Mo, Pd, Mg (20), Na (11), Si, Sr, 

 Ba, Al (4), Cd, Rh, Er, Zn, Cu (2), Ag, Be, 

 Ge, Sn, Pb (1), K. 



Zweifelhaft vorhanden seien Linien von: 



l'=ll- 



Ir, Os, Pt, Ru, Ta, Th, W, U. 



Nicht im Sonnenspektrumgcfunden seien 



+ 1^ 

 c'dt; 



Ware z. B. /. = 6000 i, v=l km pro .Sek., 

 so wiirde die Verschiebung i' i = 0,02 A be- 

 tragen Michelson hat darauf aufmerksam 



JNicht imbonnenspektrumgetunaenseicn J*^ UaB nicht dil , geometrische, sondern 

 die Linien von: Sb, As, Bi, B, N, La, Au, ^ optische Entfernung maBgebend ist. Auch 

 In, Hg, P, Rb, Se, S, TI, Pr. wenn Lichtquelle und Beobachter am Platze 



Das Fehlen von Linien eines Elementes bleiben, kann die optische Entfenning sich 

 in dem Spektrum des Gasgernisches ist aber andern, z. B. dadurch, daB ein dichteres Medium 

 kein Beweis dafiir daB dieses Element in pvismatischer Gestalt mit der Geschwindigkeit 

 dem Gemische fehlt. Ferner enthalt das , V langs der Halbierenden des Brechuiigswinkols 

 Sonnenspektmm noch eine groBe Zahl von i sich qer in das btrahlenbiindel hineinschiebfc 

 bis hente nicht identifizierten Linien: zum 

 Teil gehiiren diese vielleicht uns unbekannten 

 Elementen an, zum Teil aber auch schon be- 

 kannten Elementen in unbekannten Erre- 

 gungszustanden man denke an VersiR-hc 

 von Lockyer, Lenard, Stark. 



Einigp Linien des Sonnenspektrums sind 

 tellurischcn Ursprnngs; sie lassen sich nach 

 verschiedenen Methoden erkennen (Jansscn, 

 Co run). 



Daun ist (falls der Strahlengang durch das Prisma 

 symmetrisch ist und D die Minimalablenkung 

 bedeutet): 



) Erzeugt man das lachtbogenspektrum 

 verschiedener Elemente in einem Raunu', \vo 

 der Druck variiert werdcn kann, so zeigc'ii dii- 

 incistcn Linien dem Druck proportionate \cr- 

 schiebungen nach der roten Seite hin, ilcreu 





J 



5)1) Linienverschiebungen und ihre <-iniBe aber fiir die verschiedenen Elcinentr nml 

 Ursachen. Durch die modernen Methoden ^^^^^Jj^.wS 

 'lei liiterferenzspektroskopie kann man die 

 \Vellciiliiiigen Keniigend homogener Linien mit 

 einer Genauigkeit von etwa_0,0()l Angst rinn- 

 schcr I'jiihcit bestimmen; und bei der Beur- 



0,013 A pro Atmosphare Ueberdnick (Hum- 

 phreys, DufJield, King). 



y) Befindet sich ein strahlendes oder absor- 

 bierendes Gas in einem Magnetfelde, so zer- 



teilung von Koinzidenzen zwischen Fraun - fallen seine Spektrallinien bekanntlich in zwei, 

 hoferschen Linien und Emissionslinien ge- drei oder mehr Komponenten, die zwar nahe 

 stattet schon ein gutes Gitter, fast die gleiche ; symmetrisch liegen, aber verschieden polansiert 

 Gen-nii'.-keit 711 er7ielen siml lind de^'ege* 1 unter gewissen Beobachtungs- 



i_HIItlllli:Kl-ll/jUl.lZ,ltrltJl, i . j_ i_ T'Cil* 1 \7n* 



Da hat sM nun neuerdmgs herausge- Sgg^lSSSBgKlS^^ 

 steUt, daB die Fraunhoferschen Linien des nrdnun? - der Spaltungen ist etwa 0,o:: A fiir 

 durchschiutthchen Sonnenspektrums im all- 1(l ( )( j (_; au jj_ 



gcmeinen niclit mit den entsprechenden d) Die anomale Dispersion verursacht Linien- 

 Linien des Bogen- oder Funkenspektrums j verschicbungen, die zum Teil auf Brechung, 

 zusammenfallen, sondern nach rot ver- ' zum Toil auf Diffusion beruhen. Das ist as 



