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Naturwissenschaftliche 1! und sc hau. 



No. 51. 



in der Sonne beweisen sollen, erwies sich aber gleich- 

 falls als unhaltbar, weil kein systematischer Zusam- 

 menhang zwischen den beiden Spectren zu erkennen 

 war, und sehr oft eine Sauerstoff linie genau in die 

 Mitte zwischen zwei dunkle Linien des Sonnenspec- 

 trums fiel; andererseits durfte man die Mitte zwischen 

 den zwei dunklen Linien auch nicht als helle Linie 

 auffassen, da ein Unterschied der Helligkeit gegen 

 den Hintergrund nicht constatirt werden konnte. 

 Ueberhaupt konnten die Verfasser bei ihren fast fünf 

 Monate hindurch fortgesetzten, täglichen Aufnahmen 

 des Sonnenspectrums niemals sich von dem Vor- 

 kommen von wirklichen hellen Linien im Sonnen- 

 spectrum überzeugen. 



Das Resultat, dieser Untersuchung ist also dahin 

 zusammenzufassen, dass zwischen dem Spectrum 

 des elektrischen Funkens in der Luft und dem 

 Sonnenspectrum , und zwar in der Ausdehnung von 

 der Wellenlänge 3749,8 bis 5033,85, ein Zusammen- 

 hang nicht nachweisbar sei. Bekanntlich giebt aber 

 der Sauerstoff unter anderen Versuchsbedingungeu 

 noch drei andere verschiedene Spectra. Ob diese mit 

 den Linien des Sonnenspectrums Coincidenzen zeigen, 

 muss durch genaue Vergleichungen erst untersucht 

 werden. — 



Dieselben Verfasser theilen eine weitere Unter- 

 suchung mit, in welcher sie das Kohlenstoffspectrum, 

 wie es vom Volta'schen Bogen in Luft zwischen 

 Kohlenspitzen gebildet wird, mit dem Sonnenspectrum 

 verglichen haben und Tbatsachen constatiren konn- 

 ten, welche für die Anwesenheit von Kohlen- 

 stoff in der Sonne zu sprechen scheinen. Schon 

 früher hatte Herr Abney bei seinen Untersuchungen 

 des Sonnenspectrums auf grossen Höhen Absorptions- 

 streifen beobachtet, welche dem Kohlenwasserstoff 

 angehören, was ihn aber nur zu der Annahme führte, 

 dass zwischen der Erde und der Sonne Kohlenwasser- 

 stoffe existiren müssen; andererseits hatte William 

 Siemens in einer Hypothese über die Erhaltung der 

 Sonnenenergie die Annahme gemacht, dass im inter- 

 planetaren Baume Kohlenstoff-Dampf existiren müsse. 

 Nach Beiden wäre also ein Resultat, wie es die hier 

 zu besprechende Untersuchung ergeben , wohl zu er- 

 warten. 



Die Methode, deren sich die Herren Trowbridge 

 und Hntchins bedienten, war im Wesentlichen die- 

 selbe, wie in der vorigen Untersuchung über den Sauer- 

 stoff: es wurden auf ein und derselben photographischen 

 Platte die beiden Spectra über einander fixirt. Zur Dar- 

 stellung des Kohlenspectrums wurde der elektrische 

 Lichtbogen zwischen gewöhnlichen Kohlenstäben, wie 

 sie bei der elektrischen Beleuchtung benutzt werden, 

 verwendet; die in den Kohlen enthaltenen Verunreini- 

 gungeu störten die Beobachtung in keiner Weise, da 

 es ein Leichtes war, die beigemischten Metall-Linien 

 von denen des Kohlenstoffs zu unterscheiden. Zum 

 Photographiren wurden sehr starke Dispersionen be- 

 nutzt mit Hülfe eines concaven Rowland'schen 

 Gitters von 21 Fuss 6 Zoll Krümmung und 14 000 

 Strichen auf dem Zoll; selbst die stärksten zer- 



streuenden Prismen hätten die mit dem Gitter beob- 

 achteten Erscheinungen nicht enthüllen können. 



Die Versuche haben nun die Thatsache ergeben, 

 dass im Sonnenspectrum ein positiver Beweis für die 

 Existenz des Kohlenstoffs in der Sonne vorhanden ist. 

 Bei der eminenten Wichtigkeit dieser Schlussfolgerung 

 wird es sich empfehlen , die Ausführungen der Ver- 

 fasser unverkürzt wiederzugeben : 



„Wer nur das Sonnenspectrum an sich studirt und 

 keine Erfahrungen hat in der Herstellung und Beob- 

 achtung von Metallspectren, ist geneigt, die dunklen 

 Linien im Sonnenspectrum nach ihrem Charakter und 

 ihren Bedingungen für unveränderlich zu halten. Eine 

 Linie, die von einem Beobachter gesehen wird und vom 

 anderen nicht, wird gewöhnlich für eine terrestrische 

 Linie gehalten, die durch Absorption in der Erdatmo- 

 sphäre gebildet werde. Von einigen Linien steht es in 

 der That fest, dass sie von der terrestrischen Absorption 

 herrühren, was leicht dadurch bewiesen werden kann, 

 dass sie nur erscheinen, wenn die Sonne beim Unter- 

 gang beobachtet wird, wenn also die Lichtstrahlen 

 eine grössere Dicke der Erdatmosphäre zu durchsetzen 

 haben, als Mittags. Die in der Sonnenatmosphäre 

 sich verschiebenden Dampfschichten können aber 

 in manchen Fällen ebenso bestimmte Linien eines 

 Metalls auslöschen oder verstärken. Um dies zu be- 

 greifen, beachte mau Folgendes. Ein gewöhnlicher 

 Vorlesungsversuch besteht darin , die Metall-Linien 

 dadurch umzukehren, dass man die von dem Dampfe 

 eines Elements erzeugten Lichtstrahlen durch eine 

 Schicht kühleren Dampfes desselben Stoffes hindurch- 

 gehen lässt; die Energie der Lichtstrahlen wird 

 hier absorbirt zur Erwärmung der kälteren Schicht. 

 Wenn die Temperatur des Dampfes gesteigert wird 

 uud derjenigen der Lichtquelle gleich geworden, findet 

 keine Umkehrung der hellen Linien in dunkle statt. 

 So können auch an der Sonnenoberfläche die Bedin- 

 gungen zu einer Umkehrung zu manchen Zeiten 

 fehlen, und schwache Linien werden hell; ihre Hellig- 

 keit ist aber nicht gross genug, um die allgemeine 

 Erleuchtung des Sonnenspectrums, von dem sie einen 

 Theil bilden, zu beeinflussen. Es können jedoch 

 Umstände eintreten, in denen die Temperatur der 

 umkehrenden Dämpfe eine kritische genannt werden 

 kann, bei welcher eine schwache Umkehrung erfolgt, 

 die ausreicht, die helle Linie eines Metalls auszu- 

 löschen, ohne eine bestimmte dunkle Linie zu er- 

 zeugen. Zu gewissen Zeiten kann die Temperatur 

 des Dampfes eines Elements auf der Sonne höher 

 sein, als zu anderen Zeiten, und manche Linien 

 können so auftreten, welche fehlen, wenn die Tem- 

 peratur niedriger ist. Man wird zu diesen Schlüssen 

 gezwungen, wenn man die Umstände beobachtet, 

 unter denen der Charakter der Metallspectra sich 

 ändert. So werden die Eiseulinien bedeutend ver- 

 stärkt und die Zahl der Umkehrungen vermehrt, 

 wenn die von Eisendämpfen ausgehenden Strahlen 

 durch eine lange und dichte Schicht von Eisendampf 

 hindurchgehen; hingegen wird die Stärke der Linien 

 und die Zahl der Umkehrungen vermindert, wenn 



