4i)S Gesanitsitzung vom 7. Dezember 1922 



Die aus diesen Linienbreiten erreclmete Temperatur beträgt etwa 1000° C. 

 Dies bezieht sich auf das beim Maximalwert der Stromenergie erwärmte Gas. 

 Die mittlere Temperatur des Gases ist nur halb so groß, wenn das Gas, wie 

 bei uns, durch Sinusschwingungen zum Leuchten gebracht wird. 



Aus obiger Tabelle ist ersichtlich, daß alle untersuchten Linien des Viel- 

 linienspektrums schärfer sind als die Komponenten der Linie 6563 (HJ. 

 Wenn diese, .wie aus verschiedenen Gründen anzunehmen ist, nicht von H,- 

 Molekeln, sondern von einzelnen H-Atomen ausgesandt wird, so würden 

 also die Linien des Viellinienspektrums von irgendwelchen Wasserstofl- 

 molekeln ausgehen. In obiger Tabelle haben wir die Träger, die sich auf 

 Grund der Breitemessung als möglich ergeben, Jlngeführt, wobei zu bemerken 

 ist, daß die Größen i /Sx im Verhältnis zu VM stehen sollen {31 Molekular- 

 gewicht). Dies gilt aber nur, wenn sämtliche leuchtenden Teilchen eine Leucht- 

 zeit haben, die gegenüber der Schwingungsdauer des erzeugenden Wechsel- 

 stromes zu vernachlässigen ist. Ob die Linie 6300 so scharf ist, weil sie 

 den Träger H^ hat, oder weil sie länger als die anderen Linien nachleuchtet, 

 möchten wir dahingestellt sein lassen. 



In einem Rohr von 0.5 cm lichter Weite haben sowohl die Ealmerserie 

 wie das Viellinienspektrum breitere Linien als in einem Rohr von i cm 

 Weite, entsprechend der höheren Temperatur des leuchtenden Gases. Die 

 Verhältniszahlen der Größen ^A bleiben innerhalb der Messungsfehler die- 

 selben bei den verschiedenen Temperaturen. Da aber in den engen Rohren 

 auch ein Starkeffekt die Linien verbreitert^ so sind die Breitenmessungen mit 

 engen Rohren weniger sicher zu deuten als mit weiten Rohren. Die im 0.5 cm 

 weiten Rohr aus der Linienbreite errechnete Temperatur betrug etwa 1300° C. 



§ 6. Das Fehlen des Viellinienspektrums in der Astrophysik. 

 Das Viellinienspektrum, welches man in den meisten Entladungsrohren, die 

 Wasserstoff" enthalten, bekommt, nimmt astrophysikalisch insofern eine be- 

 sondere Stellung ein, als kein Himmelsobjekt bekannt zu sein scheint, welches 

 dieses Spektrum enthielte. Andererseits wird die Balmerserie des Wasser- 

 stoffs in sehr vielen Nebeln und Sternen beobachtet, z. T. mit Aveitgehender 

 Entwicklung der höheren Glieder. Da das Viellinienspektrum im Wasserstoff" 

 durch Beimischungen anderer Gase, wie z. B. Helium, und besonders durch 

 Sauerstoff' oder Wasserdampf stark unterdrückt wird, so könnte man vielleicht 

 daran denken, daß wegen des Fehlens des Viellinienspektrums in der Astro- 

 physik der Wasserstoff der astrophysikalischen Lichtquellen mit anderen 

 Elementen verunreinigt ist, und man kann die Hypothese aufstellen, daß die 

 Nebelflecke und Fixsterne, welche Wasserstoff"linien zeigen, diesen in Form 

 von dissociiertem Wasserdampf enthalten. Andererseits ist zu beachten, daß 

 die Nebel sehr junge Gebilde sind, so daß der ihnen angehörende Atom- 

 Wasserstoff' noch keine Zeit zur Molekelbildung gefunden halben kann. 



Grciiüi KK uiiil Lau, Piiys- Ztselu'. 21. S. 635, 1920. 

 Aiisuesieben am 20. Januar 1923. 



