Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Neue Folge 18. Band; 

 der ganzen Reihe 34. Hand. 



Sonntag, den 14. Dezember 1919. 



Nummer 50. 



Die Erweiterung unserer Sinne durch die Physik. 



[Nachdruck verboten.] 



Von Dr. Willy KodweiB, Heidenheim a. d. Brenz. 



Hauptsachlich aber ist es dasDopplerschePrin- 

 zip, das fur den Astronomen sehr wichtig geworden 

 ist. Dasselbe tritt bekannilich immerdann auf, wenn 

 sich der Abstand zwischen einem Wellen aussenden- 

 den Korper, sei es nun eine Lichtquelle oder eine 

 Schallquelle, und dem Beobachter verandert. Fahrt 

 z. B. eine pfeifende Lokomotive rasch an uns 

 vorbei, so wird der Pfeifenton hoher, wenn sich 

 die Lokomotive uns nahert, wahrend er tiefer 

 wird, wenn sich die Lokomotive wieder von uns 

 entfernt. Von einer ruhenden Schallquelle ge- 

 langen namlich in der Sekunde eine bestimmte 

 Anzahl von Schallwellen ins Ohr. Bewegt sich 

 nun die Schallquelle auf uns zu, so wird das Ohr 

 in der Sekunde von mehr Schallwellen getroffen, 

 wahrend es umgekehrt ist, wenn sich die Schall- 

 quelle von uns foribewegt. Das eine Mai wird 

 also der Ton hoher, das andere Mai tiefer er- 

 scheinen, als bei ruhender Schallquelle. 



Ahnhch liegen nun die Verhaltnisse beim Licht, 

 und zwar entsprechen dabei, wie wir schon oben 

 gesehen haben, den Tonen die Farben. Denken 

 wir uns z. B. auf einem Fixsterne leuchtenden 

 Natriumdampf, so sendet der letztere in der Se- 

 kunde 509 Billionen Lichtwellen ins Auge, wo- 

 durch mit Hilfe des Spektroskops die gelbe Na- 

 triumlinie zustande kommt. Bewegt sich nun der 

 Fixstern auf uns zu, so wird das Auge von mehr 

 Lichtwellen getroffen, was sich in Spektroskopen 

 mit groSer auflosender Kraft dadurch bemerkbar 

 macht, da6 die Spektrallinie etwas gegen das 

 blaue Ende des Spektrums hin verschoben ist; es 

 hat sich namlich die Farbe der Natriumlinie, wenn 

 auch nur aufierst wenig, geandert. Ware die Na- 

 triumlinie gegen das rote Ende des Spektrums 

 hin verschoben, so diirften wir daraus den Schlufi 

 ziehen, dafi sich der Fixstern von uns entfernt. 

 Wenn auch diese Verschiebungen, der naturlich 

 alle Spektrallinien des Sterns unterworfen sind, 

 nur sehr klein sind, so konnen wir daraus doch 

 die Geschwindigkeit des Fixsterns bis zu einer 

 Genauigkeit von etwa einem Kilometer be- 

 rechnen (69). 



Das D o p p 1 e r sche Prinzip ist fur den Astro- 

 nomen aber auch noch aus einem anderen Grunde 

 sehr wichtig. Bekanntlich haben wir es bei vielen 

 Fixsternen mit Doppelsternen zu tun, die sich um 

 ihren gemeinsamen Schwerpunkt bewegen und 

 die man mit dem Fernrohr voneinnander trennen 

 kann. Diese Trennung ist nun oft nicht mehr 

 moglich, aber auch in diesem Fall, ja selbst dann, 

 wenn der eine Stern dunkel und deshalb unsicht- 

 bar ist, gelingt es uns mit Hilfe des Spektroskops 



(Schlufi.) 



die Doppelsterne als solche zu erkennen, weshalb 

 rnan solche Doppelsterne auch sptktroskopische 

 Doppelsterne genannt hat. Ist einer der Doppel- 

 sterne dunkel, so haben wir eine periodische Hin- 

 und Herbewegung der Spektrallinien, da sich der 

 helle Fixstern abwechselnd auf uns zu bewegt 

 und wieder von uns entfernt. Auf diese Weise 

 wurde mit Hilfe des Dopplerschen Prinzips mit 

 einem Schlag die Natur vieler Fixsterne mit periodi- 

 schen Helligkeitssrhwankungen aufgeklart, denn 

 die letzteren kommen dadurch zustande, daB der 

 dunkle Begleiter den hellen Stern immer wieder 

 verdcckt. Sind beide Fixsterne hell, so verdoppeln 

 sich die Spektrallinien periodisch, da der eine Fix- 

 stern sich von uns entfernt, wahrend der andere 

 sich auf uns zu bewegt; die Spektrallinien des 

 einen Fixsterns werden also nach rechts, die anderen 

 nach links verschoben. 



Von alien Himmelskorpern ist die Sonne am 

 eingehendsten erforscht und zwar ist einer der 

 wichtigsten Appaiate, die im Dienste der Sonnen- 

 forschung stehen, der von Hale und Deslan- 

 dres entdeckte Spektroheliograph (70). Wahrend 

 wir mit dem gewohnlichen Spektroskop nur fest- 

 stellen konnen, welche Elemente sich in der Son- 

 nenatmosphare befinden, gelingt es mit Hilfe des 

 Spekiroheliographen auch die Verteilung der Ele- 

 mente in der Sonnenatmosphare naher zu unter- 

 suchen; denn wir konnen mit diesem Apparat ge- 

 wissermafien die von den einzelnen Elementen 

 gebildeten Wolken beobachten und aus deren 

 Veranderungen und Bewegungen wichtige Schliisse 

 iiber die Vorgange in der Sonnenatmosphare 

 ziehen. Meistens beschrankt man sich aus ge- 

 wissen Griinden auf die Beobachtung der Calcium- 

 oder Wasserstoffwolken und zwar hat man sich 

 den Vorgang dabei etwa fulgendermafien zu 

 denken : Wollen wir von irgendeiner Stelle der 

 Sonne wissen, ob sich dort Calcium befindet, so 

 entwerfen wir von dieser Stelle ein Spektrum, in- 

 dem wir den ubrigen Teil der Sonne abblenden. 

 Ist Calcium vorhanden, so treten in diesem Spek- 

 trum die Calciumlinien auf, von denen man natur- 

 lich immer nur eine, die sich besonders eignet, zu 

 beobachten braucht. Blenden wir nun das ganze 

 Calciumspektrum mit Ausnahme dieser Linie ab 

 und untersuchen wir auf dieselbe Weise der Reihe 

 nach alle Stellen der Sonne, so konnen wir die 

 Verteilung des Calciums auf einer photographi- 

 schen Platte registrieren. Mit Hilfe des Spektro- 

 heliographen gelingt es nicht nur die Chromo- 

 sphare auf der ganzen Sonnenscheibe zu ver- 

 folgen; wenn die ziemlich schwierigen Deutungen 



