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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 40. 



Bewegung zu messen, welche er zu oder von uns 

 ausführt, ja noch mehr, was für unsere Augen dunkel 

 ist, hell zu machen und aus Schwingungen, welche 

 unsere Gesichtsorgane wahrzunehmen unfähig sind, 

 ein Bild zu entwickeln , in welchem wir einige von 

 den Stadien, durch welche die Sterne in ihrem lang- 

 samen Entwickelungsprocess hindurchgegangen, ge- 

 spiegelt sehen — sicherlich die blosse Erwähnung 

 dieser Fortschritte ist, so ärmlich auch die Form der 

 Worte sein mag, in welchen sie geschildert werden, 

 werth, als das wissenschaftliche Epos des jetzigen 

 Jahrhunderts betrachtet zu werden. 



Ich habe nicht die Absicht, einen Ueberblick zu 

 versuchen über den Fortschritt der spectroskopischen 

 Astronomie seit ihrer Entstehung in Heidelberg im 

 Jahre 1859, vielmehr will ich hervorheben, was wir 

 jetzt wissen, zum Unterschiede von dem, was wir nicht 

 wissen, von einigen ihrer wichtigeren Probleme, wobei 

 ich in Uebereinstimmung mit den Traditionen dieses 

 Sessels einen hervorragenden Platz den Arbeiten der 

 letzten Jahre einräume. An dem Spectroskope selbst 

 sind Verbesserungen gemacht worden durch Lord Ray- 

 leigh's Discussion der Theorie dieses Instrumentes 

 und durch Professor Rowland in Folge der Con- 

 struction der concaven Gitter. 



Lord Rayleigh hat gezeigt, dass zwischen dem 

 Zerstreuung8- und Auflösungs- Vermögen kein not- 

 wendiger Zusammenhang existirt, wie man zuweilen 

 angenommen hat, da ausser dem Prisma und dem 

 Gitter noch andere Details der Construction und An- 

 ordnung eines Spectroskops von Einfluss sind. Das 

 Auflösungsvermögen eines Prismen -Spectroskops ist 

 proportional der Länge des Weges in dem zerstreuen- 

 den Medium. Für das schwere Flintglas, das in 

 Lord Rayleigb's Experimenten benutzt wurde, be- 

 trägt nun die Dicke , die nothwendig ist , um die 

 Natriumlinien aufzulösen 1,02cm. Wird diese als Ein- 

 heit genommen, dann wird das Auflösungsvermögen 

 eines Prismas aus ähnlichem Glase in der Nähe der 

 Natriumlinien gleich sein der Zahl der Centimeter 

 seiner Dicke. In anderen Theilen des Spectrums aber 

 variirt das Auflösungsvermögen umgekehrt wie die 

 dritte Potenz der Wellenlänge, so dass es acht mal 

 so gross im Violett ist, als im Roth. Das Auflösungs- 

 vermögen eines Spectroskops ist somit proportional 

 der Gesammtdicke des benutzten, zerstreuenden Mate- 

 rials, gleichgültig, welches die Zahl, der Winkel, oder 

 die Anordung der einzelnen Prismen ist, in welche 

 man der Bequemlichkeit wegen es zerlegt hat. 



Das Auflösungsvermögen eines Gitters hängt ab 

 von der Gesammtzahl der Linien an seiner Ober- 

 fläche und von der Ordnung des benutzten Spectrums; 

 etwa 1000 Linien sind nothwendig, um die Natrium- 

 linien im ersten Spectrum aufzulösen. 



Da es bei der Erwähnung der Beobachtungen oft 

 von Wichtigkeit ist, die Wirksamkeit des Spectro- 

 skops anzugeben, mit dem sie gemacht worden, hat 

 Prof. Schuster vorgeschlagen, eine Einheit sowohl 

 der Correctheit als des Zerstreuuugsvermögens zu be- 

 nutzen; denn die volle Auflösungskraft eines Spectro- 



skops wird in der Praxis nur erreicht, wenn man 

 einen hinreichend engen Spalt benutzt. Als Einheit 

 der Correctheit. dient gleichfalls die Trennung von 

 zwei Linien, die um ein Tausendstel ihrer eigenen 

 Wellenlänge differiren, etwa die Trennung der zwei 

 Natriumlinien bei J). 



Eine weitere Beschränkung ist gegeben durch die 

 physiologische Thatsache, dass, wie Lord Rayleigh 

 hervorgehoben, das Auge, wenn seine ganze Oeffnung 

 benutzt wird, kein vollkommenes Instrument ist. 

 Wünschen wir daher die volle Auflösnngskraft eines 

 Spectroskops zu verwerthen, so darf der austretende 

 Lichtstrahl nicht breiter sein als etwa ein Drittel der 

 Pupillenöffnnng. 



Bis in die Jetztzeit ist der Vergleichsmaassstab 

 für fast alle spectroskopischen Untersuchungen noch 

 immer Angström's Tafel des Sonnenspectrums und 

 seine Scala, die auf seine originalen Bestimmungen 

 der absoluten Wellenlänge basirt ist. Es ist aber 

 bekannt, dass, wie Thalt'n in seinem Werke über 

 das Eisenspectrum 1884 angegeben, Angström's 

 Zahlen ein wenig zu klein sind in Folge eines Fehlers 

 in dem von ihm benutzten Metermaassstab. Die 

 Correctionen hierfür sind in die Tafeln der Wellen- 

 längen irdischer Spectra eingeführt, welche durch ein 

 Comite dieser Versammlung von 1885 bis 1887 zu- 

 sammengestellt und revidirt worden. Im letzten 

 Jahre fügte das Comite eine Tabelle von Correctionen 

 zu Rowland's Scala hinzu. 



Die Unbequemlichkeit, welche durch eine Aende- 

 rung der Vergleichsscala veranlasst wird, ist wenig- 

 stens eine Zeit lang beträchtlich; aber ohne Zweifel 

 wird in naher Zukunft Rowland's photographische 

 Karte des Sonnenspectrums und seine Scala, die basirt 

 ist auf die Bestimmungen der absoluten Wellenlängen 

 durch Pierce und Bell, oder die Potsdamer Scala, 

 basirt auf die Originaibestimmungen von Müller und 

 Kämpf, welche nur wenig von jener differirt, aus- 

 schliesslich angenommen werden. 



Die grosse Genauigkeit von Rowland's photo- 

 graphischer Karte rührt vorzugsweise her von der 

 Einführung seiner Concavgitter und einer Methode 

 ihrer Anwendung, durch welche das Problem der 

 Bestimmung relativer Wellenlängen sich vereinfacht 

 zu Messungen von Coincidenzen der Linien in ver- 

 schiedenen Spectren durch ein Mikrometer. 



Das Concavgitter und seine eigenthümlicho Auf- 

 stellung, bei welcher keine Linsen oder Teleskope 

 gebraucht werden, und bei welcher alle Spectra 

 gleichzeitig im Focus sind, bildete einen neuen, sehr 

 bedeutenden Fortschritt für die Messung von Spectral- 

 linien. Die werthvolle Methode der Sensibilisatoren 

 für verschiedene Theile des Spectrums ermöglichte 

 Herrn Rowland, in seine Karte das ganze sichtbare 

 Sonnenspectrum einzuschliessen, ebenso wie den ultra- 

 violetten Theil, so weit er durch unsere Atmosphäre 

 hindurch gellen kann. Einige neue, die Linie A 

 einschliessende Photographien des Sonnenspectrums, 

 welche Herr George Higgs hergestellt, sind von 

 grosser technischer Vollendung. 



