No. 22. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Aussehen des Spectrums der Flamme abhängig von 

 der mehr oder minder grossen Temperaturerhöhung 

 der letzteren , und von den benutzten analysirenden 

 Instrumenten. 



Obwohl die Lichtintensität des inneren Kegels der 

 Hydroxy gen -Flamme ziemlich schwach ist, hat der 

 Astronom Piazzi Smyth dennoch in den Spectral- 

 streii'en dieses wenig hellen Kegels mehr als 4U0 helle 

 Linien erkannt: 



Der rot he Streifen zählte 97 Linien 

 „ gelbe „ „ 94 „ 



„ grüne „ „97 „ 



„ blaue „ „ 107 „ 



„ violette „ „ 71 „ 



Aber besonders war es die optische Analyse des 

 elektrischen Bogens, dessen Licht sich nicht wesentlich 

 von dem der Kerze unterscheidet (da es gleichfalls 

 vom Glühen der Kohle herrührt) , welche uns diese 

 Spectralstreifen in all ihrem Glänze zeigte, und uns 

 einführte in die grossartige Cornplicirtheit ihrer Con- 

 stitution; ähnlich einem leuchtenden Bande, das un- 

 merklich von einer Nuance in die andere übergeht 

 und an Helligkeit abnimmt, besteht jeder Streifen 

 aus einer beträchtlichen Zahl heller Linien von ver- 

 schiedener Breite, die mit erstaunlicher Symmetrie 

 angeordnet sind, die zunehmen mit der Kraft des 

 analysirenden Instrumentes und mit der Leuchtkraft 

 des elektrischen Bogens. Die breitesten, hellen Linien 

 spalten sich in feinere Linien, und neue helle Linien 

 erscheinen noch in den dunklen Zwischenräumen, 

 welche die hellen Linien trennen. 



Obwohl nicht alle diese hellen Linien in genau 

 derselben Weise in jedem Streifen angeordnet sind, 

 zeigen wenigstens diese unter sich die grösste Aehn- 

 lichkeit in Bezug auf Gruppirung und auf Abstand 

 der sie zusammensetzenden Linien. 



Um zu zeigen, bis zu welchem Grade die Auflösung 

 der Streifen des elektrischen Bogens (der Streifen, die 

 identisch sind mit denen der Kerze und der Ilydro- 

 oxygenlöthilamme) in helle Linien getrieben werden 

 kann, habe ich eine Probe von dem Aussehen des 

 gelben , grünen und blauen Streifens unter Angabe 

 der Intensität und des normalen Abstaudes der com- 

 ponirenden Linien veröffentlicht. 



Es folgt aus dieser Arbeit, dass nur für den fünften 

 Theil ihrer Gesammtlänge diese Streifen resp. 1G3, 

 160 und 120 Linien enthalten, was die Zahl der 

 Linien eines jeden Streifens auf etwa 800, und minde- 

 stens auf 4000 die Zahl der Linien bringt, welche 

 die fünf Streifen des Bogenspectrums bilden ; denn 

 die intensivsten, hellen Linien spalten sich noch weiter, 

 wenn man sie unter günstigen Helügkeits- und Dis- 

 persions-Bedingungen untersucht. 



Vergleicht man also in demselben Spectroskop das 

 Spectrum des elektrischen Bogens mit dem Sounen- 

 spectrum, so erkennt mau, dass ersteres eine grössere 

 Zahl heller Linien zählt, als das Sonnenspectrum dunkle 

 Linien enthält. 



Da es nun ziemlich sicher ist, dass die Spectral- 

 streifen dem Kohlenspectrum angehören , weil man 



ihre Anwesenheit beobachtet, wenn der elektrische 

 Bogen im Vacuum brennt, d. h. wenn die Kohle 

 allein glüht, so folgt daraus, dass das Spectrum dieses 

 chemischen Elementes allein mehr Linien zählt, als 

 das ganze Sonnenspectrum. 



Der Hauptgrund , der die Physiker lange an der 

 Identität der Spectra der Kohle und der Kcrzenflamme 

 zweifeln Hess, ist die Existenz eines vom Streifen- 

 spectrum absolut verschiedenen Kohleuspectrums. 

 Aber da es mir glückte , einerseits zu zeigen , dass 

 dieses Spectrum nicht dem Kohlenstoff angehört, und 

 andererseits, dass das Spectrum der Kerzenflamme 

 hell sichtbar wird beim Glühen des Kohlenfadens 

 einer Glühlampe, wo das Vacuum so vollkommen als 

 möglich ist, glaube ich, dass über die Identität 

 dieser beiden Spectra nur wenig Zweifel übrig bleiben. 



Da Kohle in ihren verschiedenen Verbindungen 

 überall auf der Erdoberfläche vorkommt, so muss sie 

 nothwendig ihre Anwesenheit in den meisten einfachen 

 oder zusammengesetzten Körpern verrathen, die man 

 der Spectralaualyse unterwirft. Bedeutende Chemiker 

 haben sogar ihre Spuren in dem fast vollkommenen 

 Vacuum unserer Luftpumpen erkannt. 



Das Absorptionsspectrum der Kohle , d. h. das, 

 welches aus dunklen Linien auf einem coutiuuirlichen 

 hellen Spectrum besteht, ist bisher noch nicht dar- 

 gestellt. 



Bei meinen vergleichenden Untersuchungen des 

 Sonnen- und Kohleuspectrums habe ich gezeigt, dass 

 die Mehrzahl der hellen Linien, welche die Kohlen- 

 streifen bilden, nicht eoineidiren mit den schwarzen 

 Linien des Sonnenspectrums. Ich habe geglaubt, 

 daraus schliessen zu können , dass das Absorptions- 

 spectrum der Kohle im Sonnenspectrum nicht existirt, 

 aber ich habe nicht den gleichen Schluss ziehen 

 können in Betreff des Emissions-Spectrums (d. h. des 

 Spectrums der hellen Streifen), weil die Entdeckung 

 von hellen Streifen im Sonnenspectrum die wesentliche 

 Schwierigkeit bietet, dass die hellen Linien nur er- 

 kannt werden können durch ihren Helligkeitsunter- 

 schied auf dem blendenden Theile des Sonnenspec- 

 trums. 



Freilich hat man unter den zahlreichen hellen 

 Linien des Spectrums der Sonneuatmosphäre die An- 

 wesenheit des Emissions-Spectrums der Kohle nicht 

 nachweisen können, wodurch die Abwesenheit der Kohle 

 unter den coustituireuden Elementen der Sonne fest- 

 gestellt scheint. Aber eine solche Behauptung wäre 

 nur gesichert, wenn es festgestellt wäre, dass das 

 Spectrum der Kohle in der Sonnenatmosphäre nicht 

 verschieden sein kann von dem , das wir in unseren 

 Laboratorien kennen. 



Wenn es bei dem jetzigen Stande unseres Wissens 

 nicht möglich ist, sich über die Anwesenheit der 

 Kohle in der Sonne zu vergewissern, so ist nichts 

 leichter, als sie im Kometenspectrum zu sehen. 



Im Jahre 1868, beim Erscheinen des Winnecke'- 

 schen und des Brorsen'schen Kometen haben Secchi 

 in Italien, Huggius in England und Wolf iu Frank- 

 reich das Spectrum dieser Kometen in Bezug auf 



