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Naturwissenschaftliche Rundschau. XIII. Jahrgang. 1898. 



Nr. 6. 



nomie ihnen geliefert hat. Es ist nicht unmöglich, 

 ilal's auch dies ein umkehrbarer Procets ist, und dats 

 Messungen der Geschwindigkeiten der Körper im 

 Sonnensystem eine der besten Methoden zur Bestim- 

 mung der Dimensionen ihrer Bahnen abgeben werden. 



Zahlreiche Fälle können angeführt werden , in 

 denen astrophysikalische Untersuchungen unsere 

 Kenntnifs der chemischen Elemente gefördert haben. 

 Der erste unter diesen, der uns naturgemäfs zunächst 

 entgegentritt, ist der neueste. Das Element Helium 

 wurde zuerst in der Sonne entdeckt (wie der Name 

 andeutet), dann in den Sternen, dann in den Nebeln 

 und zuletzt wurde es durch Prof. Ramsay auf der 

 Erde gefunden. Es hatte eine wichtige Stellung in 

 der Sternchemie lange, bevor es der irdischen Wissen- 

 schaft bekannt war; und wegen seiner Seltenheit und 

 scheinbaren Trägheit ist es sehr möglich, dafs wir 

 ohne das Spectroskop des Astrophysikers für immer 

 von seiner Existenz nichts gewufst hätten. Dem 

 Astrophysiker jedoch war es nur bekannt durch das 

 Auftreten einer hellen Linie in seinem Spectruni. 

 Laboratoriumsversuche enthüllten bald sein volles 

 Spectrum und dann waren die Astrophysiker im- 

 stande, als dem Helium angehörig eine grofse Zahl 

 von Linien zu erkennen, deren Ursprung sie in den 

 Himmelskörpern zu entdecken nicht vermochten. 

 Unsere Kenntnifs der Himmelskörper wird noch be- 

 deutend gefördert werden, wenn die Eigenschaften 

 dieses merkwürdigen Elementes gründlich erforscht 

 sein werden. 



Man braucht aber nicht die Beispiele in den neuen 

 Elementen zu suchen. Die vollständige Reihe der 

 Wasserstofflinien, zu welcher die wenigen Linien ge- 

 hören, die man gewöhnlich im Laboratoriums- 

 spectroskop sieht, wurde von Huggins im Spectrura 

 der weifsen Sterne entdeckt; und eine neue Serie, 

 die früher nur mit dem Auge der Theorie gesehen 

 worden, und welche, so viel ich weifs, noch nicht 

 künstlich dargestellt worden ist, wurde jüngst von 

 Pickering im Spectrum des Sterns Zeta Puppis ge- 

 funden. 



Ein anderes, gewöhnliches Element ist das Calcium. 

 Seine allgemeinen Eigenschaften sind wohl bekannt. 

 Aber unter den Bedingungen , die es in der Sonne 

 und den Sternen antrifft, verhält es sich ganz sonder- 

 bar. Trotz seines beträchtlichen Atomgewichtes 

 schwimmt es ruhig hoch über der Oberfläche der 

 Sonne, wo andere schwere Metalle nur gelegentlich 

 infolge heftiger Explosionen vorkommen. Freilich 

 haben Sir William und Lady Huggins gezeigt, 

 dals das scheinbar abnorme Spectrura des Calciums 

 unter diesen Umständen nur das Resultat der äufser- 

 sten Verdünnung des leuchtenden Dampfes ist; aber 

 die Existenz von Calcium in so grofsen Höhen scheint 

 unter allen Umständen auf irgend eine merkwürdige 

 Eigenschaft des Elementes hinzudeuten, welche mit 

 den Methoden der gewöhnlichen Chemie nicht erkannt 

 werden kann. 



Das Spectrum eines Stoffes ist nicht unter allen 

 Umständen dasselbe. In manchen Fällen tritt eine 



Aenderung plötzlich auf, wenn gewisse kritische Um- 

 stände erreicht werden; in anderen ist die Aenderung 

 eine allmälige und fortschreitende. Studiren wir 

 diese Aenderungen in Laboratoriumsversuchen und 

 vergleichen wir sie mit dem, was wir im Observatorium 

 sehen, so können wir zu manchen endgültigen Schlüssen 

 über die Bedingungen kommen, welche auf den 

 Sternen vorherrschen, während dieselbe Vergleichung 

 oft auf die Erscheinungen, die man im Laboratorium 

 beobachtet, Licht wirft. Es war z. B. gezeigt worden, 

 dafs das Spectrum des Magnesiums ein Mittel giebt, 

 die Temperaturen der Sterne abzuschätzen (Falsch. 

 1894, IX, 212); und dasselbe Kriterium befähigte 

 uns, in den Sternen Temperaturen zu erkennen, die 

 die höchste, auf der Erde erzeugte weit übertreffen. 

 So erlaubt uns die astrophysikalische Wissenschaft 

 unsere Untersuchungen auf Temperaturen auszu- 

 dehnen, welche die Ilülfsmittel des Laboratoriums 

 nicht liefern können. 



Es mag sich empfehlen, ein Beispiel für die er- 

 wähnten Schwierigkeiten anzuführen, die aus unserer 

 unvollständigen Kenntnifs der Gesetze entspringen, 

 die den beständig beobachteten Erscheinungen zu- 

 grunde liegen. Vergleichungen der Spectra der 

 Sonne und der Metalle, die an der Johns Hopkins 

 Universität mit dem concaven Gitterspectroskop von 

 Prof. Rowlaud gemacht worden, haben jüngst be- 

 wiesen , dats Spectrallinien nicht blofs verbreitert 

 werden durch gesteigerten Druck des stralilenden 

 Dampfes, sondern dafs sie sich auch verschieben 

 (Rdsch. 1897, XII, 4ö9), während die noch jüngeren 

 Untersuchungen von Zeemann (Rdsch. 1897, XII, 

 174, 535) zeigen, dafs eine Linie verbreitert (und 

 gleichzeitig gespalten) werden kann unter dem Ein- 

 flufs eines starken Magnetfeldes. Freilich ist in 

 beiden Fällen die Wirkung sehr klein. Dies könnte 

 nicht zu Mifsverständnissen führen bei der Ideutifi- 

 cirung der Sternlinien , oder zu bemerkenswerthen 

 Fehlern bei der Messung der Ilimmelsbewegungen. 

 Aber die Thatsache, dafs das Spectrum eines Stoffes 

 sich ändert je nach den Umständen , welche bisher 

 nur unvollkommen bekannt sind, zeigt uns die Noth- 

 wendigkeit, Vorsicht zu üben bei der Deutung der 

 Spectralerscheinungen, welche uns die Himmelskörper 

 darbieten. Gegenwärtig vermehren diese Aenderungen 

 der Spectra die Schwierigkeiten , mit denen der 

 Astrophysiker zu kämpfen hat. Am Ende werden 

 sie aber weitere und sehr werthvoUe Quellen der Be- 

 lehrung werden. 



Die Entdeckung der Linienserien in den Spectren 

 der gewöhnlichen Elemente durch Kays er und 

 Runge ist von höchst wichtiger Bedeutung für die 

 Arbeit des Astrophysikers. Sie liefert ihm die lange 

 stark vermifsten Mittel, mit Sicherheit zu entscheiden, 

 ob Linien in den Sternspectren identisch sind oder 

 nicht mit Linien in den Spectren irdischer Stoffe. 

 Auf der anderen Seite ist sie, wie wir bereits gesehen 

 haben, imstande, auch den Physiker mit fehlenden 

 Daten zu versorgen. 



Vom Gesichtspunkte der alten Astronomie ist das 



