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•Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 12. 



als eine Oktave; im ultravioletten Teile des Sonnenspektrums hat 

 die Photographie Wellenlängen bis zu 0,295 jtt erkennen lassen und 

 die kürzesten "Wellen . welche von dem zwischen Aluminiumelek- 

 troden übergehenden elektrischen Funken ausgesandt werden, haben 

 eine Länge von 0,185 ß. Während diese sogenannten chemisch 

 wirksamen Strahlen den Gegenstand vielfacher Untersuchungen 

 bildeten, sind die infraroten dunklen Wärmestrahlen bis in die letzte 

 Zeit hinein ziemlich vernachlässigt worden. Nach 1880 gab Drap er 

 die äusserste mit Sicherheit beobachtete Grenze des infraroten 

 Spektrums zu 1 /i an. Langley hat nun die Untersuchung mit 

 Hilfe des von ihm konstruierten Bolometers fortgesetzt; dasselbe 

 besteht im wesentlichen aus einem Platin-. Bisen- oder Kohlefaden 

 von 1 cm Länge und Viooo D ' s Vs """ Durchmesser, der in den 

 Stromkreis eines Galvanometers eingeschaltet und den Strahlungen 

 ausgesetzt wird; der geringe Durchmesser des Fadens gestattet es, 

 jedesmal nur einen sozusagen linearen Teil des Spektrums, also 

 vollkommen homogenes Licht von einer bestimmten Wellenlänge, zu 

 untersuchen. Die auffallende Strahlung verändert den Widerstand 

 des Drahtes nach einer komplizierten Funktion, welche jedoch inner- 

 halb kleiner Grenzen — und um solche, handelt es sich bei den vor- 

 liegenden Untersuchungen — direkt als den Energieschwankungen 

 proportional angenommen werden darf. Zur Messung dient ein be- 

 sonders konstruiertes Spiegelgalvanometer von hoher Empfindlichkeit, 

 welches bei 20 Ohm Widerstand noch einen Strom von 0,0000000005 

 Ampere anzeigt, was einer Temperaturvariation im Drahte von 

 0,000 000 001° C. entspricht, 0,000 01° C. kann gemessen werden. 

 Mit Hilfe dieses Apparates erkannte nun Langley, dass, entgegen 

 der bisherigen Annahme, ein Flintglasprisma für Sonnenstrahlen bis 

 2,7 i± Wellenlänge vollkommen durchlässig ist; hier hört allerdings 

 das Spektrum plötzlich auf, als ob eine Absorptionsbande vorläge. 

 Es blieb nun die wichtige Frage, welche Wellenlängen im Maximum 

 von irdischen Quellen ausgesandt werden. Als solche strahlende 

 Quellen dienten Langley*) der heisseste Teil der positiven Kohle 

 des elektrischen Lichtbogens, ein Platinstreifen zwischen Dunkelrot- 

 glut und Schmelztemperatur, Kupfer bei allen Temperaturen unter- 

 halb der Rotglut, ferner ein Leslin'scher Würfel mit Anilin bei 

 100° und 178° (Siedepunkt des Anilins) oder mit Wasser unter 100°, 

 und endlich die Banden des Bolometers selbst für Temperaturen 

 unter 0°. Von den von diesen Quellen ausgehenden Strahlen wurde 

 ein Spektrum entworfen, wozu freilich weder Glasprismen dienen 

 konnten, die diese Wellenlängen völlig absorbieren, noch auch Re- 

 flektionsgitter allein, da die Spektren verschiedener Ordnung sich 

 bei so grossen Wellenlängen übereinanderlagern; Prisma und Linsen 

 mussten vielmehr aus Steinsalz hergestellt werden. Mit dem Prisma 

 wurden zunächst die Brechungsexponenten und die Energie in den 

 verschiedenen Teilen des Spektrums gemessen; das Maximum der 

 Strahlungsenergie rückt mit steigender Temperatur, wie dies auch 

 früher schon gefunden wurde, nach der violetten Seite des Spektrums 

 hin, da die Energie zwar allenthalben zunimmt, jedoch gegen das 

 Violett hin stärker als gegen die Grenze des Ultrarot. Die Messung 

 der Wellenlängen geschah dann durch Verbindung von Gitter und 

 Prisma. Es ergab sich zunächst, dass keine der bisherigen Dispersions- 

 formeln (diejenige von Ketteier wurde allerdings von Langley 

 nicht untersucht) für diese Wellenlängen noch gütig ist; der Brechungs- 

 exponent wird in diesen Teilen des Spektrums nahezu lineare Funk- 

 tion von X, so dass u. a. theoretisch eine Grenze für x X nicht ab- 

 zusehen ist. Die Grösse der beobachteten Wellenlängen stellt Lang- 

 ley, ohne dabei Anspruch auf grosse numerische Genauigkeit zu 

 erheben, folgendermassen zusammen : 

 AeussersteStrahlen des Funkenspektrums zwischen Aluminium- 



elektroden nach M. A. Cornu 0,185 ß 



Grenze des ultravioletten Sonnenspektrums am Meeresniveau 



nach Cornu 0,295/.« 



Violette Grenze des für normale Augen sichtbaren Spektrums 0,360 // 

 Grenze des siebtbaren Spektrums im Dunkelrot .... 0,810 ß. 

 Aeusserste mögliche Wellenlängen im Infrarot nach 



Draper 1881 1,000/i 



Von Becquerel den äussersten Absorptionsstreifen im 



Sonnenspektrum zugeschriebene Wellenlänge .... 1,500 ß 

 Aeusserste Grenze des infraroten Sonnen Spektrums nach 



Langley 2,700^ 



Strahlungen irdischer Quellen: 



Mit Steinsalzprisma 1886 beobachtete Grenze 5,300 ß 



Intensitätsmaximum einer irdischen Wärmequelle von 100° C. 7,500// 



von 0° 0. 11,000 ß 

 Grösste durch das Bolometer noch angezeigte Wellenlänge 



(ungefährer Minimalwert) .... 30,000// 



Bedenkt man, dass die Länge der kürzesten durch das Ohr 

 wahrnehmbaren Schallwellen (von Savart mit 48 000 Schwingungen 



*) Die Untersuchungen über das Sonnenspektrum sind 1884 

 als gesonderte Publikation, diejenigen über die Wellenlängen irdischer 

 Quellen 1886 im American Journal of Science erschienen. 



pro Sekunde bestimmt) 14 mm oder 14 000 ß beträgt, so ist jetzt, 

 wie Langley sagt, „die Kluft zwischen der kürzesten Schallwelle 

 und der längsten bekannten Aetherwelle einigermassen überbrückt." 

 Dr. Dessau. 



Die Grösse der Sterne und das psychophysische 

 Grundgesetz. — Wenn in der Astronomie von der Grösse der 

 Sterne gesprochen wird, so bezieht sich dies bekanntlich auf ihren 

 Helligkeitsgrad und nicht auf ihren Durchmesser, da derselbe (bei 

 den Fixsternen) nicht mehr zu messen ist. Nach dem, was man von 

 der Geschichte der Astronomie weiss, war Hipp arch (um 150 v. C'hr ) 

 der erste, welcher alle mit blossem Auge sichtbaren Sterne in sechs 

 Klassen teilte, wobei er die Lichtstärke mit seinen Augen „schätzte". 

 Die hellsten Sterne, z. B. Sirius und Wega, sind darnach erster 

 Grösse, die, welche dem Auge nur halb so hell erscheinen, zweiter 

 Grösse u. s. f. Eine solche Klassifikation hängt, natürlich ganz von 

 der Beschaffenheit des Auges ab und wird ähnliche Willkürlichkeiten 

 enthalten wie die Härteskala in der Mineralogie. 



Seitdem man aber Methoden besitzt, Licht auf seinen Helligkeits- 

 grad zu untersuchen, und zwar Methoden, welche „Messungen" und 

 nicht nur „Schätzungen" zu machen erlauben, hat man auch die 

 Intensität des Lichtes von Sternen der verschiedenen Grössen ge- 

 messen. Wenn wir ein Licht von bestimmter Leuchtkraft haben, 

 so wird dasselbe eine gewisse Lichtmenge in unser Auge senden; 

 stellen wir nun zwei Lichte von genau derselben Baschaffenheit an 

 derselben Stelle und in derselben Entfernung von unserem Auge auf, 

 so senden dieselben doppelt so viel Licht aus, werden uns daher 

 theoretisch doppelt so hell erscheinen müssen. 



Der Physiker Steinheil war nun der erste, welcher fand, 

 dass in der That ein bestimmtes Zahlenverhältnis zwischen den Licht- 

 mengen von Sternen der verschiedenen Grössenklassen besteht; er 

 fand, dass die zu uns gelangende Lichtmenge eines Sternes einer be- 

 stimmten Grösse 2,83 mal so gross ist als die eines Sternes der 

 nächsten Grössenklasse. Diese Bestimmungen wurden später mehr- 

 mals wiederholt und namentlich konnte Zöllner mit seinem Polari- 

 sations-Astrophotometer sehr genaue Messungen vornehmen, aus 

 denen hervorging, dass die von Stein heil gefundene Zahl zu gross 

 war, dass dieselbe näher an zwei, dem theoretischen Werte liegen 

 müsste. Es ging aber auch daraus hervor, dass unter den Sternen 

 erster Grösse mehrere sich befänden, welche nach der zu uns ge- 

 langenden Lichtmenge theoretisch in eine noch höhere Grössenklasse 

 gehören müssten, während das Auge keinen sehr merklichen Unter- 

 schied empfindet. In neuerer Zeit sind namentlich von Pickering 

 in Cambridge, Nord-Amerika, genaue Messungen vorgenommen worden, 

 bei denen die Sterne in MeridiansteHung untersucht wurden, wobei 

 manche Fehler der früheren Methoden vermieden wurden. 



Die Resultate dieser Messungen verwertet Dr. Jastrow in 

 dem neugegründeten American Journal of Psychology" (herausgegeben 

 von Prof. Hall) für das psycho-physische Grundgesetz von Fechner. 

 Dasselbe sagt bekanntlieh aus, dass die Reize in geometrischer Reihe 

 zu- oder abnehmen müssen, damit unsere Empfindungen derselben in 

 arithmetischer Reihe zu- eder abnehmen; wenn also dem Reize von 

 der Stärke R die Empfindung E entspricht, so entspricht dem Reize 

 von der Stärke R . R = R 2 eine Empfindung von der Intensität 

 E-f E = 2E u. s. f. 



Wenn wir also eine gleichförmig abgestufte Reihe von Licht- 

 eindrücken oder Helligkeitsgraden empfinden, so muss nach jenem 

 Gesetz das Verhältnis der von zwei aufeinander folgenden Stufen 

 ausgehenden Lichtmengen eine bestimmte Zahlengrüsse sein. Wenn 

 also umgekehrt durch genaue Messungen sich ergeben würde, dass 

 die Lichtmengen beim Uebergang von einem Helligkeitsgrade zum 

 nächsten stets ein konstantes Verhältnis besitzen, so wäre damit eine 

 vorzügliche Bestätigung des Fechner 'sehen Gesetzes gewonnen. 

 Dr. Jastrow schliesst nun a. a. 0. aus Pickering's Messungen, 

 dass diese Zahl nicht konstant ist, sondern mit der Helligkeit gleich- 

 zeitig abnimmt; er giebt dann eine empirische Formel an, aus der 

 man den Multiplikator, wenn die mehrfach bezeichnete Verhältnis- 

 zahl so genannt wird, berechnen kann im Einklang mit Pickering's 

 Resultaten. 



Indessen ist damit noch nicht das letzte Wort in dieser Frage 

 gesprochen. Denn aus den Untersuchungen von Dorst geht her- 

 vor*), dass bei den photoraetrischen Messungen die Helligkeits- 

 unterschiede ganz verschieden aufgefasst worden sind und dass 

 Pickering dieselben bei schwächeren Sternen kleiner fand als die 

 Mehrzahl der übrigen Beobachter. Es wird also weiterer genauer 

 Untersuchungen zur Entscheidung dieser Frage bedürfen. Aber das 

 scheint sich aus allen bisherigen Bestimmungen zu ergeben, dass 

 das Fechner'sche Gesetz — soweit die Helligkeitsgrade der Sterne 

 in Frage kommen — bei mittleren Intensitäten der auf das Auge 

 ausgeübten Reize mit sehr grosser Aniiäherung gilt. — r. 



*) Vgl. a. „Naturw. Wochenschrift". Bd. I, S. 154: Astronom. 

 Arb. 11. Entd. 



