18 R. v. KÖVESLIGETHY. 
angenommen, dass die Absorption so gering ist, dass deren zweite 
und höhere Potenzen vernachlässigt werden dürfen. Daraus er- 
geben sich die folgenden, quantitativ nur näherungsweise giltigen 
Sätze: 
Zunehmende Menge des strahlenden Gases bedingt eine Ver- 
längerung der Linien, Erbreiterung des Raumes sichtbarer Linien, 
daher auch Vergrösserung ihrer Zahl. Die Temperatur, bei welcher 
die letzte Linie verschwindet, tritt umso eher auf, je grösser die 
glühende Masse ist, und bei wachsender Stoffmenge sind es stets 
mehr und mehr kurzwellige Linien, welche die Rolle der längsten 
Linien übernehmen. Ist endlich die Stofimenge kleiner, als 
Ac, 
Nn— 
BO 
so ist bei der Temperatur 9 keine einzige Linie des Gases mehr 
"sichtbar. Der hingeschriebene Ausdruck ist also das analytische 
Maass der Empfindlichkeit der Spectralanalyse. 
Die Erfahrung wiederspricht diesen Thatsachen in keinem 
Punkte, und jene Regel Bunsen’s, dass Stoffe, deren Spectrum 
schon bei niederen Temperaturen auftritt, zweckmässiger in der 
Gasflamme, und nicht in elektrischen Funken beobachtet werden, 
findet hier ihre theoretische Begründung. 
Das einfache Spectrum der äussersten Sonnenhüllen, der 
Kometen und Nebelflecke, des Nord- und Zodiakallichtes kann auf 
derselben Grundlage verstanden werden. 
Das bisher Gesagte, das natürlich unter Berücksichtigung 
der zweiten Parametergleichung sanz genau für jeden Körper ab- 
geleitet werden könnte, mag unter Berufung auf die Emissions- 
gleichung und die Barmur’sche Formel noch durch das Nachfol- 
gende ergänzt werden. 
In einem beliebigen Gasspectrum können höchstens zwei 
Linien zugleich gleiche Intensität erlangen, und nur eine einzige 
kann sich im Maximum der Intensität befinden. Durch Aenderungen 
des Druckes und der Temperatur können nacheinander alle Linien 
zu intensivsten gemacht werden. Da das Intensitätsverhältniss des 
