228 Kirchhoff: Untersuchungen über das Sonnenspectrum, 



nur so weit richtig zu sein braucht, dafs man in ihr, wenn man sie mit dem 

 Specti'um selbst vergleicht, die einzelnen Linien dieses wiederfinden kann. 



Die Vergleichung der Spectren der glühenden Gase mit dem Sonnen- 

 spectrum gewährt aber noch einen anderen Nutzen als die genaue Bestim- 

 mung der Lage der hellen Linien jener ; sie führt zur Kenntnifs der chemi- 

 schen Beschaffenheit der Sonnenatmosphäre. Die hellen Linien gewisser 

 chemischer Elemente coincidiren mit dunkeln Linien des Sonnenspectrums; 

 aus der von mir entwickelten Theorie ist zu schliefsen, dafs diese Elemente 

 gasförmig in der Sonnenatmosphäre vorhanden sind. 



Von einem Theile des Sonnenspectrums, der von der Linie D bis 

 etwas über die Linie F hinaus reicht , habe ich in dem ersten Theile dieser 

 Abhandlung (*) eine Zeichnung veröffentlicht, die, wie ich glaube, dem 

 oben ausgesprochenen Zwecke genügt, und in der zugleich die hellen Linien 

 vieler chemischer Elemente angegeben sind. Dieser Theil des Spectrums 

 ist der interessanteste in so fern, als in ihm die Beobachtungen die gröfseste 

 Genauigkeit zulassen, weil er der hellste ist sowohl beim Lichte der Sonne, 

 als auch bei dem Lichte der meisten glühenden Gase. Aber in dem ganzen 

 blauen , gelben und rothen Theile des Spectrums ist bei den von mir be- 

 nutzten Apparaten die Lichtstärke grofs genug, um einen erheblichen Grad 

 der Genauigkeit zu gewähren. Es war daher auch meine ursprüngliche Ab- 

 sicht, den Theil des Spectrums zwischen den Linien A und G in gleicher 

 Weise zu behandeln; ich wurde genöthigt, mich auf den kleineren, vorher 

 genannten Theil zu beschränken , veranlafste dann aber einen meiner Schü- 

 ler, Herrn Hofmann, meine Arbeit weiter fortzusetzen. 



Hr. Hofmann hat genau dieselben Apparate und dieselben Methoden 

 benutzt, die ich an dem angeführten Orte beschrieben habe; nur war er 

 bisweilen bei der Untersuchung des Spectrums des elektrischen Funkens 

 durch die geringere Lichtstärke genöthigt, statt der 40 maligen Vergröfse- 

 rung des Beobachtungsfernrohrs eine 20malige anzuwenden. Die Resultate 

 seiner Beobachtungen sind in den Tafeln \a und IH gerade so wiedergege- 

 ben, wie die der meinigen in den früheren Tafeln I und H; Taf. la stellt 

 das Sonnenspectrum von A bis D dar, Taf. HI beginnt mit dem Orte, wo 

 Taf. H aufhört, und reicht bis G. Aufser den Elementen, deren Spectren 



(') Abhandlungen der Königl. Akademie der Wissenschaften zu Berlin, 1861, p. 63. 



