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Naturwissenschaftliche Wochcnschrift. 



N. F. XVI. Nr. 31 



herauskamen. Eine radiometrische Wirkung war 

 nach Ehrenfest bei den Versuchen ausge- 

 schlossen. Die Grofie der Partikel wurde aus 

 ihrer vertikalen Fallgeschwindigkeit nach dem 

 Stokes'schen Gesetz und aus der Farbe des 

 abgebeugten Lichtes bestimmt. 



Noch bevor das Vorhandensein des Strah- 

 lungsdruckes experimentell nachgewiesen war, 

 1st er von Boltzmann (1884) zur Ableitung 

 seines Gesetzes iiber die Abhangigkeit der Ge- 

 samtstrahlung des schwarzen Korpers von der 

 Temperatur benutzt worden. Die theoretische 

 Physik nimmt ja ihre Zufhicht haufig zu Ge- 

 dankenexperimenten, deren Ausfuhrung technisch 

 unmoglich ist, die aber doch, wenn der Ablauf 

 aller in Betracht kommenden Vorgange genau 

 bekannt ist, zu richtigen Ergebnissen fiihren. Man 

 denke z. B. an die idealen Kreisprozesse in der 

 Warmelehre. Denkt man sich nach Boltz man n 

 die Strahlung des schwarzen Korpers in einem 

 Raum mit vollkommen spiegelnden Wanden ein- 

 gefangen und darin abgeschlossen, so kann ein 

 Energieaustausch mit den Wanden nicht statt- 

 finden, da immer wenn die Strahlen die Wande 

 treffen, sie von diesen ohne Verlust (Verwandlung 

 in Warme) reflektiert werden. Die in dem Raume 

 eingeschlossene Energie, die also nicht in eine 

 andere Energieform iibergehen kann, hat eine 

 ganz bestimmte Dichte, d. h. im Kubikzentimer 

 sind eine bestimmte Anzahl Erg enthalten. Hat der 

 schwarze Korper, dessen Strahlung ich einschliefie, 

 eine hohere Temperatur, so ist auch die Strah- 

 lungsdichte grofier; sie steigt demnach mit 

 wachsender Temperatur. Nun gibt es aber noch 

 ein zweites Mittel, die Strahlungsdichte zu steigern, 

 namlich dadurch, dafi man den Hohlraum ver- 

 kleinert, dann wird die in der Volumeinheit ent- 

 haltene Energiemenge grofier. Bei dieser Kom- 

 pression muS man eine Arbeit gegen den Strah- 

 lungsdruck leisten, deren Grofie sich berechnen 

 lafit, und die zu einer Erhohung der Strahlungs- 

 dichte und damit der Temperatur der Strahlung 

 verwandt wird. Man kann nun berechnen, dafi 

 die Strahlungsdichte und damit die Emission des 

 schwarzen Korpers mit der vierten Potenz der 

 absoluten Temperatur zunimmt (Stephan-Boltz- 

 mann'sches Gesetz). Da der Strahlungsdruck 

 nach Maxwell numerisch gleich der Energie- 

 dichte ist, folgt ohne weiteres, dafi auch der 

 Lichtdruck proportional der vierten Potenz der 

 absoluten Temperatur der Strahlungsquelle sein 

 mufi. Ware die Temperatur unserer Sonne doppelt 

 so hoch, dann ware der Strahlungsdruck auf der 

 Erde i6mal so grofi. Der Wert ware immer 

 noch sehr klein. Der Grund dafiir ist die aufier- 

 ordentlich hohe Fortpflanzungsgeschwindigkeit der 

 strahlenden Energie, namlich 300000 km pro Se- 

 kunde. Infolgedessen ist die in der Volumeinheit 

 des durchstrahlten Raumes enthaltene Energie 

 klein, obgleich sehr grofie Energiemengen den 

 Raum durcheilen. 



Die Allgegenwartigkeit der strahlenden Energie 



und damit des Strahlungsdruckes im Weltenraume 

 legen den Gedanken nahe, nach einem Zusammen- 

 hang zwischen kosmischen Erscheinungen und dem 

 Lichtdruck zu suchen. Schon Kepler, der das 

 Licht noch fur eine korpuskulare Strahlung hielt, 

 hat im Anfang des 17. Jahrhunderts den Druck 

 der Sonnenstrahlen zur Erklarung fur die Bildung 

 der Kometenschweife herangezogen. Neuerdings 

 sind diese Gedanken namentlich von Arrhenius 1 ) 

 (1900) aufgenommen und weiter verfolgt worden. 

 Zwei Krafte sind es, die auf jeden zum 

 Sonnensystem gehorenden Korper wirken, die 

 Gravitation, die die Korper zur Sonne zieht, und 

 der Strahlungsdruck, der sie von der Sonne fort- 

 treibt. Wegen der grofieren Sonnenmasse ist die 

 Schwere an der Sonnenoberflache 27,5 mal grofier 

 als auf der Erde, der Lichtdruck ist dagegen rund 

 46000 mal so grofi, er betragt 2,75 mg auf das 

 Ouadratzentimeter. Daraus berechnet der schwe- 

 dische Forscher, dafi an einer Kugel mit schwarzer 

 Oberflache und der Dichte I sich die beiden Krafte 

 das Gleichgewicht halten, wenn ihr Durchmesser 

 1,5 /( = 0,0015 mm betragt. Fur grofiere Partikel 

 uberwiegt die Anziehung, fur kleinere die Ab- 

 stofiung. Man sollte nun denken, dafi die letztere 

 um so grofier wird, je kleiner die Partikel wird. 

 Das ist aber wie der kiirzlich verstorbene Astronom 

 Schwarzschild 1 ) gezeigt hat, keineswegs der 

 Fall. Vielmehr ist die abstofiende Wirkung der 

 Strahlen am groSten, wenn der Durchmesser der 

 Kugel gleich einem Drittel der Wellenlange des 

 Lichtes ist. In diesem Fall hat das Verhaltnis 

 des Druckes zur Massenanziehung ein Maximum. 

 Wird die Partikel kleiner, dann nimmt dieses 

 Verhaltnis schnell ab, so dafi schliefilich die 

 Schwere wieder uberwiegt. Der Grund hierfiir 

 liegt in der Beugung, die die Strahlen an so 

 kleinen Korperchen erleiden ; diese lafit den Licht- 

 druck nicht voll zur Wirkung kommen. Die Be- 

 deutung der von Schwarzschild an der Ar- 

 rhenius' schen Rechnung angebrachten Korrektur 

 liegt auf der Hand. Fur Gasmolekiile, deren 

 Durchmesser von der Grofienordnung I 1.1 ft ist, 



wahrend fur den hellsten Teil des Sonnenlichtes 



160 ///t betragt, uberwiegt die Anziehung. Da- 

 gegen werden Partikel, deren Grofie 160 ///( und 

 daruber bis 1,5 /< = I5OO,<< ist (immer unter der 

 Voraussetzung, dafi ihre Dichte i ist) durch den 

 Strahlungsdruck von der Sonne fort und in den 

 Weltenraum hinausgetrieben. Die Sonne verliert 

 also dauernd an Masse, die in Gestalt fein ver- 

 teilter Materie von ihr aufsteigt, doch wird dieser 

 Verlust sehr wahrscheinlich durch die in die Sonne 

 sttirzenden Meteore reichlich wieder ausgeglichen. 

 Diese Staubmassen, welche die Sonne umgeben, 

 beobachten wir bei einer totalen Sonnenfinsternis 

 in der ratselhaften K or on a, einer leuchtenden 

 Dunsthiille, deren Durchmesser namentlich zu- 



') S. Arrhenius: Das Werden der Welten. Leipzig 1 908. 

 ) Munchener Berichte 31, 293 (1901). 



