522 XXIV. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1909. Nr. 41. 



es ist zu hoffen, daß auf diesem Wege Schlüsse üher 

 den Bau der Atome und ihre inneren Kräfte sich er- 

 geben werden. Das wäre natürlich ein Ergebnis der 

 Spektroskopie von ganz anderer Wichtigkeit als die 

 chemische Analyse oder die Auffindung eines neuen 

 chemischen Elementes. Es fehlt jetzt im wesentlichen 

 an theoretischen Untersuchungen, um die reife Frucht 

 zu pflücken, man ist von vielen Seiten an der Arbeit, 

 ich möchte hier nur den Namen des leider so früh der 

 Wissenschaft entrissenen Ritz nennen. 



Bei den Bandenspektren fällt der gesetzmäßige 

 Bau viel eher in die Augen als bei den Linienspektren. 

 Für sie hat zuerst Deslandres Formeln aufgestellt, 

 welche als gute Annäherung an die Wahrheit sehr 

 wichtig sind; wahrscheinlich aber sind Formeln, die 

 vom dänischen Astronomen Thiele stammen, richtiger. 



Auch die Untersuchung der Absorptionsspektra 

 hat eine reiche Ernte geliefert. Namentlich unter 

 den komplizierten organischen Verbindungen, besonders 

 denen, welche den Benzolkern enthalten, finden sich 

 viele, welche scharf begrenzte Stücke des Spektrums 

 absorbieren, gut meßbare Absorptionsbanden zeigen. 

 Die Wellenlängen dieser Banden hängen von der 

 Konstitution des Molekels ab, und es ist schon in 

 vielen Fällen gelungen, aus dem Spektrum wichtige 

 Schlüsse über die Konstitution zu ziehen. Die Urbar- 

 machung und Bearbeitung dieses Gebietes verdankt 

 man vor allem Hartley. Sie sehen, daß bei diesen 

 modernen spektroskopischen Untersuchungen das 

 frühere analytische Interesse ganz in den Hintergrund 

 getreten ist, daß wir vielmehr die Spektroskopie be- 

 nutzen, um in den Bau des unendlich Kleinen ein- 

 zudringen. Bedenken Sie, daß in jedem Kubikzenti- 

 meter der Luft dieses Saales etwa 21 Trillionen Mo- 

 lekeln vorhanden sind, die aber nur einen geringen 

 Teil des Raumes einnehmen, so können Sie sich einen 

 Begriff von der Kleinheit eines Atoms machen, dessen 

 feineren Bau wir kennen lernen wollen. 



Ein neues mächtiges Werkzeug, um die Natur ihres 

 Schleiers zu berauben, hat uns eine Entdeckung von 

 Zeema.ii in die Hand gegeben, den sogenannten 

 Zeemaneffekt. Bringen wir eine Lichtquelle in ein 

 magnetisches Feld, zwischen die Pole eines kräftigen 

 Magneten, und untersuchen das Spektrum, so zeigt es 

 sich verändert: jede Spektrallinie ist im einfachsten 

 Fall in zwei gespalten, die etwas kleinere und etwas 

 größere Wellenlänge haben als die Linie außerhalb 

 des Magnetfeldes. Nach einer Theorie von Lorentz 

 läßt sich die Erscheinung leicht erklären, wenn wir 

 annehmen, das Emissionszentrum sei ein negativ 

 elektrisch geladenes Teilchen, und die Entfernung der 

 beiden Komponenten gestattet uns zu berechnen, daß 

 diese Teilchen nichts anderes sind als die durch J. J. 

 Thomsons prachtvolle Untersuchungen zuerst bei 

 den Kathodenstrahlen gefundenen Korpuskel oder 

 Elektronen. So wissen wir also jetzt, daß bei jedem 

 leuchtenden Atom Elektronen, deren Masse etwa der 

 2000. Teil eines Wasserstoff atoms ist, vorhanden 

 sind, sich bewegen und die Atherwellen erregen. — Ich 

 sagte, im einfachsten Falle zeige sich eine Aufspaltung 



in zwei Komponenten ; man hat auch viel kompliziertere 

 Spaltungen gefunden, bis zu 19 Komponenten. Die 

 Theoretiker, namentlich Voigt und Lorentz, haben 

 zu ermitteln gesucht, wie viele Elektronen nötig sind, 

 und wie sie miteinander verknüpft sein müssen, damit 

 diese oder jene Zerlegung eintrete. — Sie sehen, auch 

 auf diesem Wege dringen wir in den Atombau ein, 

 wir haben sogar die kleinsten Bausteine kennen gelernt. 



Doch ich verlasse hiermit die erste Straße, deren 

 Zugang uns Kirchhoff gebahnt hat. Ich könnte 

 Sie noch manche Seitenwege führen, die zu aussichts- 

 reichen Plätzen leiten; allein die Zeit drängt, außer 

 der ersten Straße ins unendliche Kleine haben wir ja 

 noch die zweite in die unendliche Weite zu wandern. 



Schon Fraunhofer, als er die dunkeln Linien im 

 Spektrum der Sonne fand, legte sich die Frage vor, 

 ob auch andere Fixsterne dergleichen zeigen. Mit 

 unvollkommenen Apparaten beobachtete er einige 

 Sterne, fand dunkle Linien, aber zum Teil andere als 

 in der Sonne. Solche Beobachtungen ruhten dann, da 

 sie kein Interesse hatten , solange man nicht wußte, 

 was die dunkeln Linien bedeuten. Erst nachdem 

 Kirchhoff seine Arbeiten veröffentlicht hatte und 

 man nun wußte, daß durch sj>ektroskopische Unter- 

 suchung der physikalische Zustand und die chemische 

 Zusammensetzung der Himmelskörper erkannt werden 

 könne, fingen im Jahre 1863 die Astronomen an, das 

 neue Hilfsmittel zu benutzen. Als erste sind Donati 

 und Rutherford zu nennen, ihnen folgten Secchi 

 und namentlich Huggins, den wir als den eigentlichen 

 Pionier auf dem Gebiete der Astrophysik bezeichnen 

 können; eine Unmenge ausgezeichneter Arbeiten sind 

 vom ihm bis zum heutigen Tage veröffentlicht worden, 

 und wir freuen uns, ihn noch unter den Lebenden zu 

 wissen, als einen der wenigen, welche die ganze Ent- 

 wickelung von Anfang an erlebt und zum guten Teil 

 mit herbeigeführt haben. 



Die Beobachtungen der Genannten und viele andere 

 haben gezeigt, daß die meisten Fixsterne ähnlich be- 

 schaffen sein müssen wie die Sonne, d. h. daß sie aus 

 einem glühenden Kern mit einer Gashülle bestehen. 

 Das wird dadurch bewiesen, daß ihr Spektrum auf 

 hellem, kontinuierlichem Grunde dunkle Linien zeigt. 

 Diese Linien, ihre Stärke und Anzahl, sind freilich von 

 Stern zu Stern verschieden; bei einigen sind nur die 

 Linien des Wasserstoffs stark, sie hält man für die 

 heißesten aller Sterne; bei anderen treten Absorptions- 

 banden auf, die von Verbindungen herrühren, sie be- 

 finden sich also auf relativ niedriger Temperatur. 

 Bei einzelnen Sternen sind aber auch neben den 

 dunkeln helle Linien sichtbar. Man nimmt meist an, 

 daß es sich um Sterne mit sehr ausgedehnten Atmo- 

 sphären handle, was diese Erscheinung ergeben muß. 

 Ich kann auf diese Untersuchungen natürlich nicht 

 näher eingehen; aber erwähnen maß ich noch, daß 

 Huggins etwas ganz Neues fand, als er Nebelflecken 

 untersuchte: sie zeigen nur helle Linien, können also 

 nichts anderes sein als glühende Gasmassen ohne 

 Kern. Auch die Kometen sind glühende Gase, vor- 

 nehmlich Kohlendampf. 



