318 XVI. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1901. Nr. 25. 



hin, dafs bei E. Rostkoviana und verschiedenen 

 Gentianen an feuchten, üppigen Standorten Formen 

 entstehen, die morphologisch und biologisch den 

 frühblühenden Arten oft schon recht nahe kommen. 1 ' 



Verf. hält es aber nicht für ausgeschlossen, dafs 

 in manchen Fällen auch zufällige Variation (Hetero- 

 genesis) den Anlafs zur Forinenbildung gab (Campanula 

 glomerata). Dagegen scheint er den individuellen 

 Variationen, die nach seiner früheren Ansicht das 

 Material für die Auslese bei der Entstehung der 

 saisondimorphen Formen bildeten, jetzt keinerlei 

 Bedeutung mehr beizumessen a ). 



Mithin ist der Saisodnimorphismus im Pflanzen- 

 reiche „ein specieller Fall der Neubildung von Arten, 

 bei welchem in Anknüpfung an Formveränderungen 

 infolge directer Anpassung an standortliche Ver- 

 hältnisse, sowie infolge zufälliger Variation, durch 

 Zuchtwahl es zu einer Fixirung der neuen Formen 

 kommt. Der directen Anpassung, respective indivi- 

 duellen Variation (Heterogenesis) fällt hierbei die 

 Neuschaffung der Formen, der Selection die Fixirung 

 und schäi fere Ausprägung derselben durch Aus- 

 scheidung des Unzweckmäßigen zu". F. M. 



J. Evershed: Bestimmungen der Wellenlänge 

 und allgemeine Ergebnisse aus einer ein- 

 gehenden Prüfung der bei der Sonnen- 

 finsternifs vom 22. Januar 1898 photo- 

 graphirten Spectra. (Proceedings of the Royal 

 Society. 1901, vol LXVII1, p. 6—9.) 

 Zur Ergänzung einer vorläufigen Mittheilung über 

 die Ergebnisse, die Herr Evershed bei der Beobachtung 

 der totalen Sonnenfinsternifs vom 22. Januar 1898 in 

 Indien erhalten (Rdsch. 18:18, XIII, 323), sollen nach- 

 stehend die allgemeinen Resultate und Schlüsse wieder- 

 gegeben werden, welche Verf. in einem Auszuge aus 

 einer ausfühl liehen, der Royal Society eingesandten Ab- 

 handlung zusammengestellt hat. 



Das Spectrum der umkehrenden Schicht 

 (Flash - Spectrum). Vergleicht man die Wertbe der 

 Wellenläugeu der Flashspectren mit Rowlauds Wellen- 

 längen der Sonnenlinien , dann zeigt sich sofort , dafs 

 factisch alle starken, dunklen Sonnenlinien in der um- 

 kehrenden Schicht als helle Linien vorhanden sind, und 

 alle hellen Linien in der umkehrenden Schicht, aus- 

 genommen Wasserstoff und Helium, fallen mit dunklen 

 Linien zusammen , wenn sie eine gröfsere Intensität als 

 3 der Rowlandschen Scala besitzen. 



Die relativen Stärken der Linien in den beiden 

 Spectren sind jedoch bedeutend verschieden, da viele 

 autfallende Linien der umkehrenden Schicht mit schwachen 

 Sonnenlinien zusammenfallen und einige von den starken 

 Sonneulinien durch schwache Linien im Flashspectrum 

 repräsentirt sind. 



Dieses gilt jedoch nur für das Spectrum im ganzen. 

 Nimmt man die Linien irgend eines einzelnen Elementes, 

 so findet man, dafs de relativen Intensitäten in dem 

 Flashspectrum nahe übereinstimmen mit denen desselben 

 Elementes im Sonnenspectrum. Dies zeigt sich besonders 

 schön bei den Elementen Eisen und Tiian. 



Der iMaDgel an Uebereinstimmung in den relativen 

 Intensitäten der Linien verschiedener Elemente in den 

 Spectren der hellen und in denen der dunklen Linien 

 rührt wahrscheinlich her von den ungleichen Höhen, zu 



l ) Die Bedeutung dieser verschiedenen Variations- 

 formen für die Entstehung der Arten behandelt ein- 

 gehend Herr de Vries in seinem demnächst hier zu be- 

 sprechenden Werke: „Die Mutationstheorie." 



denen die verschiedenen Elemente in der Chromosphäre 

 aufsteigen; ein unten liegendes Gas von grofser Dichte 

 giebt starke Absorptionslinien, aber sehwache Aus- 

 strahlungslinien wegen der ungemein kleinen Winkel- 

 breite der strahlenden Fläche. Die weiter vertheilten 

 Gase von geringer Dichte andererseits geben starke 

 EiiiiBsionslinien in dem Flahspectrum und schwache 

 Absorptionslinien. 



Die Spectralbogen, die man mit einer prismatischen 

 Camera erhält, sind nicht wirkliche Bilder der sie er- 

 zeugenden Schichten, sondern mehr oder weniger durch 

 photographische Irradiation vergröfserte Beugungsbilder. 

 Monochromatische Strahlen aus einer 2" tiefen Schicht 

 werden Bogen oder „Linien" erzeugen, welche so schmal 

 sind, dafs sie mit Instrumenten von gewöhnlichem Zer- 

 streuungsvermögen bestimmt werden können. Die Inten- 

 sitäten dieser Bilder repräsentiren nicht die eigentlichen 

 Intensitäten der hellen Linien der verschiedenen Ele- 

 mente; denn die sichtbare Intensität der Strahlung von 

 einem Elemente hängt ab von der Giöfse der Dittusion 

 dieses Elements über der Photosphäre. Aber in dem 

 Spectrum der dunklen Linien hängen die Intensitäten 

 von der Gesammtmenge eines jeden absorbirenden Gases 

 oberhalb der Photosphäre ab ohne Rücksicht auf den 

 Zustand der Diffusion der verschiedenen Elemente. Das 

 Spectrum der Umkehrschicht im ganzen scheint nach 

 diesen Ergebnissen den oberen, weiter diffundirten Theil 

 einer Gasschicht zu repräsentiren, welche durch ihre 

 Absorption das Fraunhofersche Spectrum giebt. 



Fünfzehn Elemente sind sicher im .Spectrum der 

 Umkehrschicht erkannt worden und fünf sind zweifelhaft 

 vorhanden. Die Atomgewichte dieser Elemente über- 

 steigen in keinem Fale 91. Alle bekannten Metalle, die 

 ein Atomgewicht zwischen 20 und 60 haben, scheinen 

 in der unteren Chromosphäre anwesend zu sein, aber 

 unter diesen scheint keine Beziehung zwischen den Atom- 

 gewichlen und den Höhen, zu deDen die Gase in der 

 Chromosphäre aufsteigen, zu existiren. Die einzigen 

 gefundenen Niohtmeta le sind H, He, C und vielleicht Si. 

 Von den 225 in dem ultravioletten Abschnitt des Spectrums 

 gemessenen Linien bleiben 29 nicht identificirt. 



Das Wasserstoffspectrum. Achtuudzwanzig 

 Wasseivtofllinien sind im Spectrum dargestellt. Die 

 erhaltenen Wellenlängen sind mit den theoretischen 

 Werthen ausder Balmersclien Formel verglichen. Aufser 

 der Linie Hcf, welche unerklärlich nach dem Roth ver- 

 schoben zu sein scheint, findet man die Wellenlängen der 

 ultravioletten Linien in naher Uebereinstimmung mit der 

 Formel. Eine leichte Abweichung tritt auf in den brech- 

 barsten Linien, deren Lageu entschieden brechbarer zu 

 sein scheinen, als von der Theorie angegeben wird. Das 

 continuirliche Spectrum, welches die Pi otuberanzen im 

 Ultraviolet geben, beginnend am Ende der W r asserstoff- 

 reihe, scheint analog einer von Sir William Huggins 

 in den Absorptionsspectren von Sternen des 1. Typus 

 bemerkten Eigentümlichkeit, und rührt möglicherweise 

 von Wasserstoff her. 



Wassserstoff und Helium in der unteren 

 Chromosphäre. Aus dem Charakter einiger Helium- 

 linieu wird geschlossen , dafs dieses Element wahr- 

 scheinlich in den untersten Schichten fehlt, während 

 Parhelium von Helium getrennt zu sein und in einem 

 niederen Niveau vorzukommen scheint. Ungleich dem 

 Helium giebt der Wasserstoff sehr intensive Linien in 

 der Umkehrschicht. Diese Linien sind scharf und schmal, 

 Belbst in den allertiefsten Schichten. Das Fehlen der 

 Wasserstoffabsorptiou im Ultraviolet und der Helium- 

 absorption im sichtbaren Spectrum mag herrühren von 

 der unzureichenden Menge dieser Elemente oberhalb der 

 Photosphäre, nicht von der Gleichheit der Temperatur 

 zwischen dem strahlenden Gase und dem Hintergrund 

 der Photosphäre. 



Das Corona-Spectrum. Die Wellenlänge der 

 grünen Linie, die aus Messungen der Spectra abgeleitet 



