2 XV. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1900. Nr. 1. 



möglichen Weg an, wie man zur Kenntnifs der 

 Function e gelangen könnte. Man brauchte nur für 

 eine beliebige Substanz E und A als Functionen der 

 Wellenlänge und der Temperatur zu bestimmen, um 

 als Quotienten dieser Functionen die Gröfse e zu 

 finden. Wegen der grofsen Schwierigkeiten, die sich 

 der experimentellen Untersuchung von A entgegen- 

 stellen, ist dieser Weg noch nicht beschritten worden. 

 Dagegen hat man mehrfach versucht, aus der Emission 

 verschiedener Körper ohne Kenntnifs ihrer Absorption 

 Schlüsse auf die Emission des schwarzen Körpers 

 zu ziehen , wobei man die Verschiedenheiten in den 

 Strahlungseigenschaften der verschiedenen Substanzen 

 unbeachtet liefs. 



So stellte Stefan auf Grund des bis 1879 vor- 

 liegenden Beobachtungsmaterials das nach ihm be- 

 nannte Strahlungsgesetz auf, dafs die Gesäumt- 

 Strahlung eines Körpers proportional ist der vierten 

 Potenz seiner absoluten Temperatur. Dieser Satz, 

 von dem Stefan irrthümlich glaubte, dafs er die 

 Strahlungseigenschaften so verschiedener Körper, wie 

 Rufs, Platin, Glas etc. darstelle, erlangte seine wahre 

 Bedeutung erst, als Boltzmann 1884 auf theo- 

 retischem Wege das gleiche Gesetz für den voll- 

 kommen schwarzen Körper abgeleitet hatte. Als 

 Grundlage für diese Ableitung diente Boltzmann 

 der zweite Hauptsatz der mechanischen Wärmetheorie 

 und ein Satz der elektromagnetischen Lichttheorie, 

 welcher aussagt, dafs ein Lichtstrahl bei senkrechter 

 Incidenz auf die Flächeneinheit einen Druck ausübt, 

 welcher gleich der in der Volumeneinheit enthaltenen 

 Energie der Strahlung ist. 



Das Stefan-Boltzmannsche Gesetz wird durch 

 die Formel wiedergegeben: 



S = C . T* 2) 



wo S die in der Gesammtstrahlung eines schwarzen 

 Körpers von der absoluten Temperatur T enthaltene 

 Energie, eine Constante bedeutet. 



Die experimentelle Untersuchung der Gesammt- 

 strahlung, ebenso wie die der Function e scheiterte 

 früher daran , dafs keine Körper vorhanden waren, 

 welche, wie es nach Kirchhoff vom schwarzen 

 Körper verlangt wird, „Strahlen weder reflectiren 

 noch hindurchlassen". Und doch hat Kirchhoff 

 selbst eine Folgerung aus seinem Satze gezogen, 

 welche unmittelbar zur experimentellen Herstellung 

 eines Körpers führt, dessen Strahlungseigenschaften 

 mit denen des schwarzen Körpers praktisch identisch 

 sind. Diesen praktischen schwarzen Körper erhält 

 man nach Lummer (vergl. Rdsch. 1896, XI, 65, 

 81, 93) und Wien (1895), indem man einen Hohl- 

 raum auf möglichst gleichmäfsige Temperatur bringt, 

 und seine Strahlung durch eine Oeffnung nach aufsen 

 gelangen läfst 1 ). 



Metallische, innen geschwärzte Hohlkugeln wurden 



') Schon 1884 bat Boltzmann versucht, mit Hülfe 

 des gleichen Princips die Strahlung des schwarzen Körpers 

 herzustellen, hat aber diesen wenig beachteten Versuch 

 experimenteller Schwierigkeiten wegen aufgegeben. 



in Bädern oder bei den höheren Temperaturen in 

 einem Gasofen möglichst gleichmäfsig erhitzt und die 

 durch eine kleine Oeffnung nach aufsen dringende 

 Strahlung wurde bolometrisch beobachtet. Die Tem- 

 peratur wurde durch Thermometer resp. Thermo- 

 elemente gemessen. Auf diese Weise fanden Lummer 

 und Pringsheim 1898, dafs im Einklang mit dem 

 Stefan-Boltzmannschen Gesetze innerhalb des be- 

 obachteten Temperaturintervalls von 100° bis 1300°C 

 die Gesammtstrahlung des schwarzen Körpers mit 

 sehr grofser Annäherung proportional der vierten 

 Potenz der absoluten Temperatur fortschreitet. 

 (Schlufs folgt.) 



D. Gill: Sauerstoff in den Atmosphären ge- 

 wisser Sterne. (AstrophysicalJournal 1899, X, 272.) 



In den Spectren der Sterne ß Scorpii , ß Canis 

 majoris, ß Centauri und ß Crucis fand F. McClean 

 aufser den Helium- und Wasserstofflinien noch andere 

 Liniengruppen , die anscheinend mit Liniengruppen 

 des Sauerstoffspectrums zusammenfallen. Um diese 

 höchst wichtige Entdeckung sicher zu stellen , hat 

 Herr D. Gill mit Herrn J. Lunt am neuen photo- 

 graphischen Refractor der Capsternwarte Aufnahmen 

 der Spectra einiger von diesen Sternen gemacht. Das 

 Instrument hat 60 cm Übjectivöffnung bei 6,8 m 

 Brennweite. Im Spectralapparat werden entweder 

 drei Prismen mit je 60° brechendem Winkel oder 

 ein einziges Prisma von 62° benutzt; letzteres 

 zeichnet sich durch besonders gute Definition und 

 verhältnifsmäfsig grofse Durchlässigkeit für blaue 

 und violette Strahlen aus. 



Verf. giebt eine ausführliche Beschreibung der 

 Methode, nach welcher er aus den gemessenen Linien- 

 abständen, ausgedrückt in Umdrehungen der Mikro- 

 meterschraube, die Wellenlängen der Linien bestimmt 

 hat. Sodann werden in einer Tabelle die Wellen- 

 längen der im Spectrum von ß Crucis beobachteten 

 Linien zusammengestellt und zur Vergleichung die 

 Wellenlängen der helleren Sauerstofflinien (nach 

 Noevius sowie nach Trowbridge und Hutchins) 

 und der Heliuinlinien (nach Runge und Paschen) 

 hinzugefügt. Die Wasserstoff- und Heliumlinien 

 haben auf der untersuchten Aufnahme, die am 

 15. März 1899 gemacht ist, fast genau die normalen 

 Wellenlängen ; die Bewegung von ß Crucis längs 

 der Sehrichtung war also damals sehr gering , be- 

 zogen auf die Erde. Da die Erde aber gleichzeitig 

 in ihrer Bahn mit 18 km Geschwindigkeit in der 

 Richtung auf den Stern ß Crucis zulief, so mufs 

 dieser eine eigene Bewegung von -f- 18 km in der 

 Secunde, bezogen auf den Mittelpunkt der Erdbahn, 

 die Sonne, besitzen. Dies dürfte die erste Bestim- 

 mung der Bewegung eines Sternes des Süd- 

 himmels längs der Gesichtslinie sein. 



Abgesehen von den schwächeren Linien , sowie 

 von einigen helleren, die aber in überexponirten 

 Theilen des Sternspectrums stehen , stimmen alle in 

 die untersuchte Spectralregion (425 bis 458 (Ufi) fal- 

 lenden Sauerstofflinien so gut wie völlig mit Stern- 



