EINLEITUNG. 



Nachdem während einer langen Zeit die fundamentalen Untersuchungen Ångströms 

 iiber das Sonnenspectrum die Grundlage aller genauen spectroskopischen Forschungen 

 gewesen, hat bekanntlich die in den letzten Jahren vollzogene Vervollkommnung der spectro- 

 skopischen Beobachtungsinitte] erneuerte Betniihungen dieses wichtigste aller Spectra noch 

 genauer kennen zu lernen hervorgerufen und erraöglicht. Die vortrefflichen Arbeiten auf 

 diesem Gebiet, welche die Wissenschaft diesen Bemiihungen verdankt, und von denen 

 diejenigen Rowlands und der Potsdamer Sternwarte den Höhenpunkt bilden, sind allén 

 Spectroskopisten genugsam bekannt. Während aber durch diese Untersuchungen unsere 

 Kenntnisse der Positionen der Sonnenlinien und des Baus des Spectrums zu einer Vollständig- 

 keit gelangt sind, von deren Möglichkeit man bis vor Kurzem noch keine Vorstellung hatte, 

 ist die zweite damit auf s engste verknupfte Frage in Betreff des Ursprungs der Sonnenlinien 

 in auffallender Weise zuruckgeblieben, und ich glaube kaum zu tibertreiben, wenn ich 

 behaupte, dass dieselbe noch heute wenig iiber den Punkt fortgeschritten ist, auf dem sie 

 zu jener Zeit Ångström und Thalén gelassen. Zwar hat es seitdem an wertvollen 

 Untersuchungen iiber die Spectra der chemischen Elemente nicht gefehlt und in mancher 

 Beziehung ist gewiss durch die Forschungen Lockyer's, Liveing und Dewar's u. A. das 

 Gebiet der Chemie und Physik der Sonne erweitert worden; im Allgemeinen jedoch ist 

 diese Anwendung der gewonnenen Resultate anderen von rein chemisch-physischer Natur 

 gegeniiber verhältnissmässig stark in den Hintergrund gedrängt worden. Hiervon biidet 

 freilich die neueste Untersuchung Thalén's iiber das Spectrum des Eisens, durch welche 

 die Zahl der im Sonnenspectrum bekannten Linien dieses Elements etwa verdreifacht wor- 

 den ist, eine bedeutungsvolle Ausnahme. Die Folgen dieser Sachlage beginnen nun auch 

 mehrfach sich fuhlbar zu machen. So ist z. B. jeder nennenswerthe Fortschritt auf dem 

 Gebiete der Chemie der Sterne so gut wie unmöglich trotzdem die photographische Unter- 

 suchung ihrer Spectra nunmehr eine Genauigkeit der Beobachtung gestattet, welche der- 

 jenigen im Sonnenspectrum wenig nachsteht. Ebenso wäre wahrscheinlich die neuerdings 

 vorgefallene Differenz der Ansichten in Betreff des Ursprungs der hellsten Nebellinie nicht 

 entstanden, wenn unsere Kenntnisse der Spectralverhältnisse des Magnesiums eine höhere 

 Genauigkeit besessen hatten. Diese und ähnliche Umstände weisen deutlich genug auf die 

 dringende Nothwendigkeit hin die Emissionsspectra der Metalle in ihrer Beziehung zum 

 Sonnenspectrum einer neuen eingehenden Durchforschuug zu unterziehen. 



