Nr. 18. 1912. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XXVn. Jahrg. 223 



bedeutende Verbesserung verdankt man Nobert, 

 dessen Gitter als Probeobjekte für Mikroskope ver- 

 wendet wurden, als spektroskopische Instrumente aber 

 noch sehr unvollkommen waren, und erst als Eow- 

 land im Jahre 1879 eine Gitterteilmaschine mit ge- 

 nauer Schraube konstruierte, konnten Gitter her- 

 gestellt werden, die einen Vergleich mit den besten 

 Prismen ausbielten. 



Bei einer Zahl von 30 000 Linien (auf 40 mm) 

 ist das theoretische Auflösungsvermögen 30 000; prak- 

 tisch ist es nur etwa 15 000, was genügt, um Dublets 

 voneinander zu trennen, deren Abstand nur "jq von 

 dem der beiden Natriumlinien beträgt. 



Ein sehr großer Fortschritt wurde durch Rowl and 

 (1881) erzielt, dessen Gitter in den letzten 30 Jahren als 

 alleinige praktisch im Gebrauch gewesen sind. Einige 

 von ihnen haben auf einer Oberfläche von 150 X 60 mm 

 etwa 100 000 Linien und können Dublets von nur 

 i'iQQ Abstand des Natriumdublets auflösen und zwar 

 im Spektrum erster Ordnung. Im Spektrum vierter 

 Ordnung müßte sogar noch ein Viertel dieses Ab- 

 standes aufgelöst werden. 



Praktisch kann man indes das derzeit erreichte 

 Auflösungsvermögen wohl nichtüber 100 000 annehmen. 

 Die Differenz zwischen dem theoretischen und dem 

 praktisch vorhandenen Auflösungsvermögen hat ihren 

 Grund in Ungleichheiten der Gitterfurchen. 



Das glänzende Resultat ßowlands ermöglichte 

 ihm die Aufstellung von ausgezeichneten Atlanten 

 und Welleulängeutabelleu für das Sonuenspektrum, 

 die an Genauigkeit und Detailreichtum allen frühereu 

 Werken unvergleichlich überlegen sind; so daß dieses 

 Werk bis zu den letzten 10 Jahren das allgemein 

 anerkannte Standardwerk war. Mit diesen großen 

 Hilfsmitteln konnte nicht nur die Lage der Spektral- 

 linien mit bewundernswerter Genauigkeit bestimmt 

 werden, sondern es wurden auch viele vorher als ein- 

 fach betrachteten Linien als Dublets oder Gruppen 

 nachgewiesen. Außerdem wurden die charakteristi- 

 schen Eigenschaften der einzelnen Linien systematisch 

 festgestellt, beispielsweise ob sie stark oder schwach, 

 verwaschen oder scharf, schmal oder breit, symmetrisch 

 oder unsymmetrisch usw. sind, Eigenschaften, denen 

 wir heute die höchste Bedeutung zuerkennen, weil sie 

 Hinweise auf den Bau und die Bewegung der Teilchen 

 geben, deren Schwingungen diese Strahlungen er- 

 zeugen. 



Eines der schwierigsten und heikelsten Probleme 

 der modernen Astronomie ist die Messung der Ver- 

 schiebung der Spektrallinien infolge der scheinbaren 

 Änderung der Wellenlänge, die durch die „radiale 

 Geschwindigkeit" oder die Bewegung in Richtung der 

 Visierlinie bedingt wird. Die Erscheinung ist als 

 Dopplereffekt bekannt und ist für Schallwellen längst 

 sicher festgestellt worden (der Ton einer Lokomotiv- 

 pfeife erscheint höher beim Nähern, tiefer beim Ent- 

 fernen). Für Licht wurde dies aber erst von Huggins 

 und Vogel im Jahre 1871 bestätigt aus den Ver- 

 schiebungen der Spektrallinien der Sonne und der 

 Gestirne, indem nacheinander der sich nähernde 



und der sich entfernende Sonnenrand beobachtet 

 wurde. 



Es ist interessant, die bei solchen Messungen er- 

 forderliche Genauigkeit festzustellen. Die Rotations- 

 geschwindigkeit des Sonuenäquators beträgt ungefähr 

 2 km pro Sekunde, während die Lichtgeschwindigkeit 

 300000 km/sec. ist. Nach dem Doppler sehen Prinzip 

 muß die entsprechende Änderung der Wellenlängen 

 V160000 betragen, eine Größe, die weder durch ein 

 Prisma noch durch ein Gitter der damaligen Zeit auf- 

 gelöst werden konnte. Aber bei einer genügenden 

 Anzahl sehr sorgfältig ausgeführter Mikrometermessun- 

 gen der Lage der Mitte einer bestimmten Spektral- 

 linie würden die Mittelwerte zweier entsprechender 

 Reihen von Messungen die gesuchte Verschiebung er- 

 kennen lassen. Natürlich muß, wenn die Bestimmung 

 solcher radialer Geschwindigkeiten auch nur mit einiger 

 Genauigkeit erfolgen soll, das höchste Auflösungs- 

 vermögen der stärksten Gitter verwendet worden. 



Eine andere sehr wichtige Anwendung der Spektro- 

 skopie auf die Sonnenphysik hat unter den Händen 

 von Haie und Deslandres zu einer außerordent- 

 lichen Erweiterung unserer Kenntnisse von den ge- 

 waltigen Vorgängen auf der Sonne geführt. 



Der von Haie im Jahre 1889 ersonnene Spektro- 

 heliograph besteht aus einem Gitterspektroskop mit 

 zwei beweglichen Spalten; der eine befindet sich 

 an der gewöhnlichen Stelle im Brennpunkte des Kolli- 

 matorrohres, der zweite gerade innerhalb der Brenn- 

 weite der photograjjhischen Linsen. Beide Spalte 

 werden gleichförmig bewegt, so daß der erste über 

 das Bild der vSonne streicht, während durch den zweiten 

 immer neue Teile der photographischen' Platte exponiert 

 werden. Wenn das Spektroskop so eingestellt ist, 

 daß Licht von der Wellenlänge einer besonders hellen 

 Spektrallinie in einer Protuberanz (beispielsweise von 

 den Wasserstoff- oder Calciumlinien) in das Spektro- 

 skop gelangt, dann erscheint auf der photographischen 

 Platte das Bild der Protuberanzen, oder Sonneuflecken 

 oder Sonnenfackeln usw. Der Charakter dieses Bildes 

 hängt aber wesentlich davon ab, welcher Teil der 

 glänzend hellen Spekti-albande wirksam ist, und da der 

 Gesamtbereich einer solchen Linie mitunter nur Y^,, 

 des Abstandes der beiden Natriumlinien beträgt, so 

 ist ein Auflösungsvermögen von mindestens 100 000 

 notwendig, um die wirksamen Strahlungen so von- 

 einander zu trennen, daß sie sich nicht überdecken. 

 (Schluß folgt) 



Neue Arbeiten über die Wirkung 

 des Höhenklimas. 



Sammelreferat von Dr. Fritz Terzär. 



Der Wirkung des Höhenklimas wurde in jüngster 

 Zeit wieder eine große Anzahl von Arbeiten gewidmet, 

 von welchen hier die neuesten erwähnt seien '). 



') Über die soeben erschienenen Arbeiten von Durig 

 uuU Zuntz wird denmäehst besonders berichtet werden. 



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