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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 32. 



unsichtbarer Körper beweisen. Hiermit ist aber die 

 „theoretische" (Bewegungs-) Astronomie in die directeste 

 Verbindung mit der Astrophysik gebracht, wie eben auch 

 die Spectralanalyse das einigende Band um die kosmische 

 und irdische Physik und Chemie geschlungen hat. 



Ein Bild von den Methoden und den hierdurch ge- 

 wonnenen Errungenschaften zu geben, den jetzigen Stand 

 der Astrophysik zu kennzeichnen, ist die Aufgabe, welche 

 sich Herr Scheiner in seinem reichhaltigen Werke ge- 

 stellt hat. 



Diesem Zwecke entsprechend , beschreibt der Verf. 

 im ersten Theile des Buches die Spectralapparate und 

 deren Theile, sowie die Art, wie sie gebraucht und be- 

 handelt werden müssen, um gute und zuverlässige Resul- 

 tate zu liefern. Es wird daran erinnert, wie gleich nach 

 Einführung der spectroskopischen Methode über die 

 chemische Constitution der Sonne etc. Theorien auf- 

 gestellt wurden, die erst später, als man vielleicht 100 mal 

 genauer beobachten konnte, bestätigt oder verworfen 

 werden konnten. An einer anderen Stelle wird darauf 

 hingewiesen, dass selbst noch heute Autoren die ersten 

 rohen Wahrnehmungen heranziehen, um darauf kosmo- 

 gonische Speculationen zu gründen. — Der wesentliche 

 Bestandtheil des Speetroskopes ist bekanntlich das Prisma, 

 fast stets aus Glas, welches natürlich ganz homogen 

 sein muss. Die das Prisma treffenden Strahlen müssen 

 unter sich parallel sein, was bei Strahlen von Himmels- 

 objecten an sich schon der Fall ist, während die Strahlen 

 einer künstlichen Flamme , die ein Vergleichspectrum 

 liefern soll, erst durch ein Collimatorfernrohr parallel 

 gemacht werden müssen. Die das Prisma passirenden 

 Strahlen erfahren eine Ablenkung von der ursprüng- 

 lichen Richtung, die abhängig ist von der Wellenlänge, 

 vom Brechungscoefficienten und brechenden Winkel des 

 Prismas. Soll diese Ablenkung gemessen werden, so 

 muss vor dem Prisma ein feiner Spalt angebracht sein 

 und die Kante des Prismas muss genau parallel zum 

 Spalte stehen. Es trifft dann nur eine Lichtlinie von 

 der Höhe des Spaltes das Prisma und wird dann von 

 diesem in einen ebenso hohen Spectralstreifen ausge- 

 zogen. Natürlich muss das beobachtete Object dann 

 einen grösseren scheinbaren Durchmesser haben als der 

 Spalt (z. B. Sonne). Ein punktförmiger Stern liefert 

 aber nur eine Linie — eine Reihe nebeneinander liegen- 

 der Punkte. Zur näheren Untersuchung ist die Form 

 eines Farbenstreifens aber geeigneter, man fügt darum 

 dem Apparate eine Cylinderlinse bei, d. h. einen Glas- 

 cylinder, den man sich z. B. zusammengesetzt denken 

 kann aus lauter kreisförmigen Scheiben. Die auf den 

 Rand einer solchen unendlich dünnen Scheibe auffallen- 

 den parallelen Strahlen — die Scheibe ist also parallel 

 der Richtung zum leuchtenden Punkte — werden in 

 einem Brennpunkte vereinigt; neben diesem liegt der 

 Brennpunkt der zweiten Scheibe u. s. w., der ganze von 

 parallelen Strahlen in seiner vollen Breite getroffene 

 Cylinder liefert also eine Brennlinie. Umgekehrt ver- 

 wandelt die Cylinderlinse eine gerade Linie, welche 

 genau mit der Brennliuie zusammenfällt, in ein aus- 

 tretendes Band von Strahlen, das eine dem Querdurch- 

 messer des Cylinders entsprechende Breite besitzt. Alle 

 diese Theile müssen aufs genaueste orientirt werden, 

 soll das Bild nicht an Schärfe und Helligkeit einbüssen. — 

 Die eigentlichen Messvorrichtuugen können variiren, 

 statt directer Ablesungen werden gern Registrirungen 

 angewendet. 



Bei genügend lichtstarken Objecten (Sonne) wird 

 statt des Prismas auch vielfach ein „Gitter" aus feinen, 

 dicht nebeneinander in eine Glasplatte eingeritzten 

 Linien angewendet. Es entsteht dann eine Reihe von 

 Spectren in Folge der Lichtbeugung an dem Gitter, von 

 denen die am meisten abgelenkten die grösste Disper- 

 sion besitzen , dafür allerdings auch am schwächsten 

 erscheinen. Diese Beueungsspectren haben die Eigen- 

 thümlichkeit, dass die Zerstreuung von Roth bis Violett 

 eine gleichmässige, proportional der Wellenlänge ist, 

 während das Glasprisma ein Spectrum liefert, welches 

 gegen das rothe Ende hin stark zusammengedrängt, 

 gegen Violett dagegen weit ausgezogen ist. 



Ein wesentlicher Fortschritt, für die Ausmessung und 

 Klassiticirung der Spectra wurde durch Verwendung der 

 Photographie erzielt. Die photographische Platte ver- 

 mag bei langdauernder Belichtung viel schwächere 



Objecte noch abzubilden, als man direct mit dem Auge 

 sehen kann, man kann also eine grössere Zerstreuung 

 vornehmen und erhält in dem so viel längeren Spectral- 

 streifen viel mehr Linien deutlich von einander getrennt. 

 Es werden noch verschiedene Vorzüge dieser Methode 

 genannt, so besonders der geringere Einfluss der Luft- 

 unruhe, wogegen die vorhandenen Nachtheile wenig ins 

 Gewicht fallen. 



Endlich werden noch einige andere Apparate, z. B. Re- 

 versionsspectroskop und Mcteorspectroskop beschrieben. 



Der zweite Theil des Werkes fasst die „spectral- 

 analytischen Theorieen" zusammen. Im Wesentlichen grün- 

 det sich die Spectralanalyse auf das Kirch hoff'sche 

 Gesetz: „Für jede Strahlengattung ist das Verhältniss 

 zwischen dem Emissionsvermögen und Absorptionsver- 

 mögen für alle Körper bei derselben Temperatur das 

 gleiche." Der Beweis dieses Satzes wird in der ursprüng- 

 lichen Kirchhoff' sehen Form gegeben und dann die 

 wichtigsten Eigenschaften der Kirchhof f'schen Func- 

 tion besprochen, wie nämlich die Gasspectra von der 

 Dichte und Temperatur der Gase abhängen, wie einzelne 

 Spectrallinien ihre Intensität ändern, oder sich bei 

 wachsendem Gasdrucke verbreitern, bis bei sehr hohem 

 Drucke durch gegenseitiges Ineinanderfliessen derselben 

 ein continuirliches Spectrum entsteht. Ferner gehört 

 hierher der Satz, dass alle Körper bei der gleichen 

 Temperatur roth zu glühen anfangen (NB! nicht uoth- 

 wendig auch für unser Auge!) oder dass Gase unter sehr 

 niedriger Temperatur leuchten können (wie bei Kometen). 



Der zweite Abschnitt der theoretischen Betrachtun- 

 gen ist dem „Doppler'schen Principe" gewidmet. Eine 

 Spectrallinie, welche einem gewissen Stoffe angehört, 

 hat im Spectrum eine ganz bestimmte Lage, voraus- 

 gesetzt, dass die Lichtquelle, von der sie herrührt , sich 

 nicht gegen den Beobachter bewegt: es entspricht ihr 

 dann eine ganz bestimmte Wellenlänge und Schwingungs- 

 zahl pro Secunde. Nähert sich nun aber die Licht- 

 quelle , so treffen mehr Schwingungen als vorher das 

 Auge des Beobachters; da man aber keinen Grund hat 

 anzunehmen, dass die Fortpflanzungsgeschwindigkeit des 

 Lichtes sich gleichzeitig ändere, so kann nur die Wellen- 

 länge sich ändern, kleiner werden, die Linie wird vom 

 Prisma jetzt stärker abgelenkt, sie rückt mehr gegen 

 das violette Ende des Spectrums. Entfernt sich die 

 Lichtquelle, so geschieht das Umgekehrte, die Linie 

 verschiebt sieh gegen Roth. Durch Versuche an Planeten, 

 deren relative Bewegung aufs Schärfste bekannt ist, 

 konnte volle Uebereinstimmung von Theorie und Wirk- 

 lichkeit constatirt werden. Die auf das Doppler'sche 

 Priucip gegründeten Untersuchungen von Sternbewegun- 

 gen in der Gesichtslinie müssen somit als berechtigt 

 angesehen werden. 



An diese vorbereitenden practischen und theoreti- 

 schen Darlegungen schliesst Herr Scheiner im dritten 

 Theile eine Üebersicht an über „die Ergebnisse spectral- 

 aualytischer Untersuchungen an Himmelskörpern". Er 

 geht dabei aus von der Sonne, beschränkt sich aber 

 dabei auf das, was zum Verständniss der Beobachtungen 

 der Sterne und Planeten nothwendig ist. Es wird das 

 Sonnenspectrum im Allgemeinen beschrieben, die Be- 

 stimmung der Linien und deren Identificiruug mit den 

 Spectren" bekannter Stoffe, die Veränderungen, welche 

 einzelne Linien im Spectrum der Sounenflecke erleiden, 

 die Beschaffenheit des Sonuenrandes, der Sonnenatmo- 

 sphäre (Chromosphäre) und der Corona geschildert, 



Das zweite Kapitel handelt von den Planeten, den 

 wesentlichen Inhalt hat der Verf. in Rdsch. V, S. 41 

 und 69 selbst mitgetheilt. 



Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchungen 

 von Kometen (Kap. 3) hoffen wir bei anderer Gelegenheit 

 näher vorführen zu können. 



Bei den Nebelflecken (Kap. 4) beobachtet man ge- 

 wöhnlich nur Spectra, die aus ganz wenigen hellen 

 Linien bestehen. Die Ursache dieser einfachen Structur 

 findet Herr Seh ein er nach Zöllner in der geringen 

 Dichte der die Nebelflecken zusammensetzenden Gase, 

 wie überhaupt in der Lichtschwäche dieser Objecte, so 

 dass man nicht nothwendig die Huggins'scbe Hypothese 

 anzunehmen braucht, dass im Weltraum eine starke 

 Absorption für Gaslinien eintrete. 



Das fünfte Kapitel umfasst die Spectroskopie der 

 eigentlichen Fixsterne und giebt eine Darstellung und 



