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-Natunvissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 12. 



als eine Oktave; im ultravioletten Teile des Suniieiispektranis hat 

 die Photographie Wellenlilng-en liis zu 0,295 erkennen lassen und 

 die krzesten Wellen . welche von dem zwischen Aluminiumelek- 

 troden bergehenden elektrischen Funken ausgesandt werden, haben 

 eine Lnge von 0,185 . AVhrend diese sogenannten chemisch 

 wirksamen Strahlen den Gfegenstand vielfacher Untersuchungen 

 bildeten, sind die infraroten dunklen Wrmestrahlen bis in die letzte 

 Zeit hinein ziemlich vernachlssigt worden. Nach 1880 gab Drap er 

 die usserste mit Sicherheit beobachtete Grenze des infraroten 

 Spektrums zu 1 an. Langley hat nun die Untersuchung mit 

 Hilfe des von ihm konstruierten Bolometers fortgesetzt; dasselbe 

 besteht im wesentlichen aus einem Platin-, Eisen- oder Kohlefaden 

 von 1 cm Lnge und Viooo bis Vs wo Durchmesser, der in den 

 Stromkreis eines Oalvanonieters eingeschaltet und den Strahlungen 

 ausgesetzt wird; der geringe Durchmesser des Fadens gestattet es, 

 jedesmal nur einen sozusagen linearen Teil des Spektrums, also 

 vollkommen homogenes Licht von einer bestimmten Wellenlnge, zu 

 untersuchen. Die autfallende Strahlung verndert den Widerstand 

 des Drahtes nach einer komplizierten Funktion, welche jedoch inner- 

 halb kleiner Grenzen und um solche handelt es sich bei den vor- 

 liegenden Untersuchungen direkt als den Energieschwankungen 

 proportional angenommen werden darf. Zur Messung dient ein be- 

 sonders konstruiertes Spiegelgalvanometer von hoher Empfindlichkeit, 

 welches bei 20 Ohm Widerstand noch einen Strom von 0.000 OOu 000 5 

 Ampere anzeigt, was einer Temperaturvariation im Drahte von 

 0,000 000 001 C. entspricht, 0,000 01" C. kann gemessen werden. 

 Mit Hilfe dieses Apparates erkannte nun Langlej", dass, entgegen 

 der bisherigen Annahme, ein Flintglasprisraa fr Sonnenstrahlen bis 

 2,7 y. Wellenlnge vollkommen durchlssig ist; hier hrt allerdings 

 das Spektrum pltzlich auf, als ob eine Absorptionsbande vorlge. 

 Es blieb nun die wichtige Frage, welche Wellenlngen im Maximum 

 von irdi sehen Quellen ausgesandt werden. Als solche strahlende 

 Quellen dienten Langley*) der heisseste Teil der positiven Kohle 

 des elektrischen Lichtbogens, ein Platinstreifen zwischen Dunkelrot- 

 glut und Schmelztemperatur, Kupfer bei allen Temperaturen unter- 

 halb der Rotglut, ferner ein Lesl in "scher Wrfel mit Anilin bei 

 100" und 178" (Siedepunkt des Anilins) oder mit Wasser unter 100", 

 und endlich die Banden des Bolometers selbst fr Temperaturen 

 unter 0". Von den von diesen Quellen ausgehenden Strahlen wurde 

 ein Spektrum entworfen, wozu freilich weder Glasprismen dienen 

 konnten, die diese Wellenlngen vllig absorbieren, noch auch Re- 

 flektionsgitter .allein, da die Spektren verschiedener Ordnung sich 

 bei so grossen Wellenlngen bereinanderlagern; Prisma und Linsen 

 mussten vielmehr aus Steinsalz hergestellt werden. Mit dem Prisma 

 wurden zunchst die Brechungsexponenten und die Energie in den 

 verschiedenen Teilen des Spektrums gemessen; das Maximum der 

 Strablungsenergie rckt mit steigender Temperatur, wie dies auch 

 frher schon gefunden wurde, nach der violetten Seite des Spektrums 

 hin, da die Energie zwar allenthalben zunimmt, jedoch gegen das 

 Violett hin strker als gegen die Grenze des l'ltrarot. Die Messung 

 der Wellenlngen geschah dann durch Verbindung von Gitter und 

 Prisma, Es ergab sich zunchst, dass keine der bisherigen Dispersions- 

 formeln (diejenige von Ketteier wurde allerdings von Langley 

 nicht untersucht) fr diese Wellenlngen noch giltig ist; der Brechungs- 

 exponent wird in diesen Teilen des Spektrums nahezu lineare Funk- 

 tion von X, so dass u. a. theoretisch eine Grenze fr x X nicht ab- 

 zusehen ist. Die Grsse der beobachteten Wellenlngen stellt Lang- 

 ley, ohne dabei Anspruch auf grosse numerische Genauigkeit zu 

 erheben, folgendermassen zusammen : 



Aeusserste Strahlen des Funkenspektrums zwischen Aluminium- 

 elektroden nach M. A. Cornu 0,185 /it 



Grenze des ultravioletten Sonnenspektrums am Meeresniveau 



nach Cornu 0,295^ 



Violette Grenze des fr normale Augen sichtbaren Spektrums 0,360// 

 Grenze des sichtbaren Spektrums im Dunkelrot .... 0,810 /i 

 Aeusserste mgliche Wellenlngen im Infrarot nach 



Draper 1881 1,000// 



Von Becquerel den ussersten Absorptionsstreifen im 



Sonnenspektrum zugeschriebene Wellenlnge .... 1,500// 

 Aeusserste Grenze des infraroten Sonnen Spektrums nach 



Langley 2,700// 



Strahlungen irdischer Quellen: 



Mit Steinsalzprisma 1886 beobachtete Grenze 6,300// 



Intensittsmaximum einer irdischen Wrmequelle von 100" C. 7,500 // 



von C. 11,000// 

 Grsste durch das Bolometer noch angezeigte Wellenlnge 



(ungefhrer Minimalwert) .... 30,000// 



Bedenkt man, dass die Lnge der krzesten durch das Ohr 

 wahrnehmbaren Schallwellen (von Savart mit 48 000 Schwingungen 



*) Die Untersuchungen ber das .Sonnenspektrum sind 1884 

 als gesonderte I'ublikation, diejenigen ber die Wellenlngen irdischer 

 Quellen 1886 im American Journal of Science erschienen. 



pro Sekunde bestimmt) 14 mm oder 14 00(1// betrgt, so ist jetzt, 

 wie Langley sagt, die Kluft zwischen der krzesten Schallwelle 

 und der lngsten bekannten Aetherwelle einigermassen berbrckt." 

 Dr. Dessau. 



Die Grsse der Sterne und das psychophysische 

 Grundgesetz. Wenn in der Astroncjmie von der Grsse der 

 Sterne gesprochen wird, so bezieht sieb dies bekanntlich auf ihren 

 Helligkeitsgrad und nicht auf ihren Durchmesser, da derselbe (bei 

 den Fixsternen) nicht mehr zu messen ist. Nach dem, was man von 

 der Geschichte der Astronomie weiss, war H ipp arch (um 150 v. Chr ) 

 der erste, welcher alle mit blossem Auge sichtbaren Sterne in sechs 

 Klassen teilte, wobei er die Lichtstrke mit seinen Augen schtzte". 

 Die hellsten Sterne, z. B. Sirius und Wega, sind darnach erster 

 Grsse, die, welche dem Auge nur halb so hell erscheinen, zweiter 

 Grsse u. s. f. Eine solche Klassifikation hngt natrlich ganz von 

 der Beschaffenheit des Auges ab und wird hnliche Willkrlichkeiten 

 enthalten wie die Hrteskala in der Mineralogie. 



Seitdem man aber Methoden besitzt, Licht auf seinen Helligkeits- 

 grad zu untersuchen, und zwar Methoden, welche Messungen" und 

 nicht nur Schtzungen" zu machen erlauben, hat man auch die 

 Intensitt des Lichtes von Sternen der verschiedenen Grssen ge- 

 messen. Wenn wir ein Licht von bestimmter Leuchtkraft haben, 

 so wird dasselbe eine gewisse Lichtmenge in unser Auge senden; 

 stellen wir nun zwei Lichte von genau derselben Baschatfenheit an 

 derselben Stelle und in denselben Entfernung von unserem Auge auf, 

 so senden dieselben doppelt so viel Licht aus, werden uns daher 

 theoretisch doppelt so hell erscheinen mssen. 



Der Physiker Steinheil war nun der erste, welcher fand, 

 dass in derThat ein bestimmtes Zahlenverhltnis zwischen den Licht- 

 mengen von Sternen der verschiedenen Grssenklassen besteht; er 

 fand, dass die zu uns gelangende Lichtmenge eines Sternes einer be- 

 stimmten Grsse 2,83 mal so gross ist als die eines Sternes der 

 nchsten Grssenklasse. Diese Bestimmungen wurden spter mehr- 

 mals wiederholt und namentlich konnte Zllner mit seinem Polari- 

 sations-Astrophotometer sehr genaue Messungen vornehmen, aus 

 denen hervorging, dass die von Steinheil gefundene Zahl zu gross 

 war, dass dieselbe nher an zwei, dem theoretischen Werte liegen 

 msste. Es ging aber auch daraus hervor, dass unter den Sternen 

 erster Grsse mehrere sich betUnden, welche nach der zu uns ge- 

 langenden Lichtmenge theoretisch in eine noch hhere Grssenklasse 

 gehren mssten, whrend das Auge keinen sehr merklichen Unter- 

 schied emptindet. In neuerer Zeit sind namentlich von Pickering 

 in Cambridge, Nord-Amerika, genaue Messungen vorgenommen worden, 

 bei denen die Sterne in MeridiansteHung untersucht wurden, wobei 

 manche Fehler der frheren Methoden vermieden wurden. 



Die Resultate dieser Messungen verwertet Dr, Jastrow in 

 dem neugegrndeten American Journal of Psychology" (herausgegeben 

 von Prof, Hall) fr das psycho-physische Grundgesetz von Fechner. 

 Dasselbe sagt bekanntlich aus, dass die Reize in geometrischer Reihe 

 zu- oder abnehmen mssen, damit unsere Empfindungen derselben in 

 arithmetischer Reihe zu- i.der abnehmen; wenn also dem Reize von 

 der Strke R die Empfindung E entspricht, so entspricht dem Reize 

 von der Strke R . R = R- eine Empfindung von der Intensitt 

 E-f B = 2E u, s, f. 



Wenn wir also eine gleichfrmig abgestufte Reihe von Licht- 

 eindrcken oder Helligkeitsgraden empfinden, so muss nach jenem 

 Gesetz das Verhltnis der von zwei aufeinander folgenden Stufen 

 ausgehenden Lichtmengen eine bestimmte Zahlengrsse sein. Wenn 

 also umgekehrt durch genaue Messungen sich ergeben wrde, dass 

 die Lichtmengen beim Uebergang von einem Helligkeitsgrade zum 

 nchsten stets ein konstantes Verhltnis besitzen, so wre damit eine 

 vorzgliche Besttigung des Fechner'schen Gesetzes gewonnen. 

 Dr. Jastrow schliesst nun a. a. O. aus Pickering's Messungen, 

 dass diese Zahl nicht konstant ist, sondern mit der Helligkeit g-leich- 

 zeitig abnimmt; er giebt dann eine empirische Formel an, aus der 

 man den Multiplikator, wenn die mehrfach bezeichnete A'erhltnis- 

 zahl so genannt wird, berechnen kann im Einklang mit Pickering's 

 Resultaten. 



Indessen ist damit noch nicht das letzte Wort in dieser Frage 

 gesprochen. Denn aus den Untersuchungen von Dorst geht her- 

 vor*), dass bei den photometrischen Messungen die Helligkeits- 

 unterschiede ganz verschieden aufgefasst worden sind und dass 

 Pickering dieselben bei .schwcheren Sternen kleiner fand als die 

 Mehrzahl der brigen Beobachter. Es wird also weiterer genauer 

 Untersuchungen zur Entscheidung dieser Frage bedrfen. Aber das 

 scheint sieh aus allen bisherigen Bestimmungen zu ergeben, dass 

 das Pechner'sche Gesetz soweit die Helligkeitsgrade der Sterne 

 in Frage kommen bei mittleren Intensitten der auf das Auge 

 ausgebten Reize mit sehr grosser Annherung gilt. r. 



*) Vgl, a, Naturw. Wochenschrift". Bd. I, S. 154: Astronom. 

 Arb. u. Entd. 



