Nr. 40. 1909. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XXIV. Jahrg. 507 



Linien von den Wellenlängen aussenden, die die 

 Fraunhofer sehen Linien haben. 



Wie man leicht sieht, erhoben sich nach Auf- 

 stellung des Kirchhoff sehen Satzes zwei Aufgaben: 

 1. war die Wellenlänge der Fraunhoferschen Linien 

 genau zu messen; 2. waren die Emissionsspektra 

 der Elemente festzustellen. Eine Vergleichung beider 

 maßte die chemische Zusammensetzung der Sonnen- 

 hülle und damit natürlich der Sonne selbst ergeben. 

 Beide Aufgaben hat Kirchhoff teils allein, teils in 

 Verbindung mit Bunsen gelöst. 



Zuerst aber waren noch Vorfragen zu erledigen. 

 Wir können dasselbe Element, etwa Na, auf sehr ver- 

 schiedene Weise in leuchtenden Dampf verwandeln, 

 etwa indem wir verschiedene Na -Salze in Flammen 

 oder in den Kohlebogen bringen oder Funken zwischen 

 Na-Stücken übergehen lassen. Dabei sind die Tem- 

 peraturen recht verschieden, und es sind jedesmal 

 andere Dämpfe oder Gase dem Na-Dampfe beigemischt. 

 Ist das Spektrum des Na von diesen Nebenumständen 

 unabhängig, ist es unveränderlich? Das ist eine 

 fundamentale Frage, welche aber die Vorgänger Kirch - 

 hoffs sich nicht einmal gestellt, geschweige beant- 

 wortet haben. Kirchhoff und Bunsen benutzten 

 die verschiedensten Salze und Verdampfungsarten, 

 fanden das Spektrum jedes Elementes im wesentlichen 

 immer gleich. Zwar traten bei verschiedenen Tem- 

 peraturen Intensitätsänderungen einzelner Linien auf, 

 so daß sogar einzelne Linien verschwinden, andere 

 neu erscheinen können, aber im ganzen ist das Spek- 

 trum jedes Elementes ein unveränderliches Charak- 

 teristikum desselben , gerade so gut wie das Atom- 

 gewicht. Die verschiedenen Salze werden in den 

 Flammen zerlegt, man bekommt immer nur das Spek- 

 trum des Metalls, unbeeinflußt von der Säure, mit der 

 es im Salze verbunden war. 



Es ist klar, daß die Konstatierung dieser Tatsache 

 eine neue großartige Perspektive eröffnete, nämlich 

 die. Möglichkeit einer qualitativen chemischen Analyse 

 durch das Spektrum. Lassen wir etwa Funken von 

 irgend einem Metallgemisch übergehen und beobachten 

 das Spektrum, so müssen wir die Linien der vor- 

 handenen Metalle sehen, wir können also die Zusammen- 

 setzung des Gemisches in wenigen Minuten und ohne 

 wesentlichen Materialverbrauch ermitteln. Neben der 

 großen Bequemlichkeit dieser neuen Methode der 

 Analyse, wenigstens für viele Fälle, kommt noch ihre 

 ungeheure Empfindlichkeit in Betracht. Kirchhoff 

 und Bunsen konnten zeigen, daß von manchen Ele- 

 menten noch so winzige Spuren ihre Linien zeigen, 

 daß von chemischem Nachweise keine Rede sein könnte. 

 So gibt noch der 14 millionste Teil eines Milligramms 

 Na deutlich die gelbe Linie, deren Allgegenwart sich 

 daraus erklärt. Diese enorme Empfindlichkeit spektral- 

 analytischer Reaktionen bildet zwar auch eine große 

 Schwierigkeit: chemisch reinste Substanzen erweisen 

 sich meist bei spektroskopischer Untersuchung als 

 verunreinigt durch ein oder mehrere Dutzend anderer 

 Elemente. Andererseits gibt sie aber auch die Mög- 

 lichkeit, Elemente zu entdecken, die nur in geringen I 



Mengen vorkommen und daher der chemischen Analyse 

 entgangen waren. In der Tat führten schon die ersten 

 Versuche von Kirchhoff und Bunsen zur Ent- 

 deckung zweier neuer Alkalien, des Rb und Cs, die 

 zwar sehr verbreitet auf der Erde sind, aber fast 

 überall nur in Spuren. Später fand man ebenso das 

 In, das Tl, Ga, Ge. Auch eine Anzahl der sog. sel- 

 tenen Erden sind spektroskopisch gefunden worden, 

 und einen besonderen Triumph feierte die Spektral- 

 analyse, als es vor einigen Jahren Rayleigh und 

 Ramsay gelang, zu zeigen, daß in unserer Luft nicht 

 nur N und 0, sondern auch noch andere bis dahin 

 unbekannte Gase vorhanden seien: das A, Ne, X, 

 Kr, He. 



Während solche Untersuchungen mehr chemischer 

 Natur, die Kirchhof f gemeinsam mitBunsen durch- 

 führte, sich im wesentlichen auf die Alkalien und 

 alkalischen Erden beschränkten, unternahm Kirch- 

 hoff allein die Untersuchung des Sonnenspektrums. 

 Mit einem großen Spektralapparat, bei welchem das 

 Licht durch vier Prismen zerlegt wurde, stellte er eine 

 vortreffliche Zeichnung des Spektrums mit seinen 

 Fraunhoferschen Linien her. Er maß ferner die 

 Funkenspektra einer großen Anzahl von Elementen 

 und verglich sie mit dem Sonnenspektrum. Er konnte 

 dadurch die Anwesenheit vieler Elemente, die in 

 der Erdrinde reichlich vorhanden sind, auch in der 

 Sonnenatmosphäre nachweisen. Die Arbeit war eine 

 äußerst mühsame und anstrengende; Kirchhoff ver- 

 darb sich dabei seine Augen leider so gründlich, daß 

 er die Arbeit nicht zu Ende führen konnte, sondern 

 den ersten Teil allein im Jahre 1861 erscheinen ließ; 

 erst nach zwei Jahren wurde der noch fehlende Teil 

 durch Hof mann unter Kirchhoffs Leitung er- 

 gänzt. 



Durch diese Untersuchung fiel auch ganz neues 

 Licht auf die physikalische Beschaffenheit der Sonne; 

 Kirchhoff sagt: „Die wahrscheinlichste Annahme, 

 die man machen kann, ist die, daß die Sonne aus 

 einem festen oder tropfbar -flüssigen in der höchsten 

 Glühhitze befindlichen Kern besteht, der umgeben ist 

 von einer Atmosphäre von etwas niedrigerer Tem- 

 peratur." — Wenige Jahre vorher hatte der große 

 Arago noch die uns heute ganz unbegreiflich erschei- 

 nende Meinung ausgesprochen, die Sonne bestehe aus 

 einem kalten Kern , der ganz gut von Menschen be- 

 wohnbar sein könne; er sei umgeben von einer un- 

 durchsichtigen Hülle, um welche sich dann eine glühende 

 Atmosphäre lege, welche wir sehen. — Diese phan- 

 tastische, physikalisch unhaltbare Idee war hervor- 

 gerufen durch die Existenz der sog. Sonnenflecken, 

 dunkler Stellen, die auf der Sonne in periodischen 

 Zwischenräumen mehr oder weniger zahlreich sichtbar 

 werden, mitunter an Größe unsere Erde weit über- 

 treffen. Das sollten nach Arago Löcher in den äußeren 

 Hüllen sein, durch welche wir den kalten und daher 

 dunkeln Kern sehen. Heute wissen wir, daß es Stellen 

 der Atmosphäre sind, in welchen die Dämpfe kühler 

 und dichter sind, daher mehr von dem Licht des Kernes 

 absorbieren. 



