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umhüllt von einer Atmosphäre niederer Temperatur, in der sich 

 viele Stoffe des Kerns in dampfförmigem Zustande befinden. Der 

 Weissglühende Kern sendet alle möglichen Lichtarten aus und 

 würde für sich allein ein ununterbrochenes Spektrum liefern; 

 da derselbe aber von der Atmosphäre umgeben ist, so müssen 

 die Lichtstrahlen desselben, bevor sie in unser Auge gelangen, 

 durch dieselbe hindurch; hier nun löscht jeder Dampf dasjenige 

 Licht, welches er im glühenden Zustande selbst ausstrahlt aus. 

 Wir finden in der That im Sonnenspektrum eine Menge Licht- 

 strahlen ausgelöscht, und zwar diejenigen, welche u. A. Natrium, 

 Eisen, Calcium, Magnesium u. s. w. selbst ausstrahlen würde, 

 wenn sie glühend wären, folglich müssen diese Stoffe als Dämpfe 

 zunächst in der Sonnenatmosphäre und dann überall glühend 

 auf der Sonne vorhanden sein. Wenn wir das Licht des weiss- 

 glühenden Kerns auf irgend eine Weise abhalten könnten, so 

 müssten wir in dem Spektrum der in der Sonnenatmosphäre 

 glühenden Dämpfen die Uebereinanderlagerung der wirklichen 

 Spektren der genannten Substanzen erhalten, oder mit andern 

 Worten wir müssten dieselben Systeme heller farbiger Linien 

 erhalten, die wir jetzt als dunkle Fraunhofer'schen Linien .kennen. 

 Dieses bildet den Prüfstein für K i r c h o f f's Hypothese. 

 Bei totalen Sonnenfinsternissen verdeckt die Mondscheibe den 

 glühenden Kern der Sonne und es gelangt nur Licht der Sonnen- 

 atmosphäre und der darin glühenden Dämpfe zu uns. Die Be- 

 obachtungen der beiden totalen Sonnenfinsternisse des Jahres 

 1868 und 1869, auf die wir noch kommen werden, haben den 

 gehegten Erwartungen nicht entsprochen. Als die totale Fin- 

 sterniss begann verschwanden die Fraunhofer'schen Linien, ohne 

 dass aber an ihrer Stelle die hellen Liniensysteme hervortraten. 

 Wollten wir jedoch hieraus einen Schluss gegen die Kirchhoffsche 

 Hypothese ziehen, so wäre das zum mindesten voreilig, weil 

 vielleicht die Atmosphäre der Sonne nicht die genügende Hitze 

 hat um auf die ungeheure Entfernung von 20 Millionen Meilen 

 zu leuchten und Gasspektren hervorzurufen. Dass der Tem- 

 peraturunterschied zwischen dem glühenden Sonnenkern und der 

 absorbirenden Sonnenatmosphäre eine bedeutende sein müsse, 

 können wir aus der grossen Dunkelheit und tiefen Schwärze 

 vieler Fraunhofer'scher Linien schliessen. Bei alle dem bleibt 

 die Kirchhoff'sche Erklärung der dunklen Linien im Sonnen- 

 spektrum unangefochten, ebenso der Nachweis des Vorhandenseins 

 von Elementen, wie sie auch auf der Erde vorkommen. Es 

 handelt sich immer nur um die Beschaffenheit des Sonnenkerns. 

 Mag derselbe, nach der Annahme des französischen Astronomen 

 F a y e nicht fest oder flüssig, sondern dampf- oder gasförmig 

 sein, so muss derselbe in Folge der ungeheueren Hitze weiss- 

 glühend sein und dann sendet er, wie wir sahen, alle Arten 

 von farbigen Strahlen aus, die dann in den äussern weniger 



