Untersuchungen über das zweite SpEOTRUjr des Wasserstoffs. 
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Function der Temperatur ist, die, von welclierForm sie auch sein mag, jedenfalls r^icEigen- 
scliaft besitzen muss, mit der Temperatur innerhalb der durch ihre Natur bedingten Grenzen 
zu wachsen, so ersieht man, dass so lange die Temperatur noch so niedrig ist, dass den 
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Worth 1 — e ' nicht erreicht hat, eine Vergrösserung der Dicke der strahlenden Schicht 
und eine Steigerung der Temperatur beide eine Vergrösserung von E bewirken, wähl end 
für solche Temperaturwcrthe, für welclie A^^ den bezeichneten Werth überschritten hat, 
eine weitere Temperatursteigerung dem Einflüsse der Vergrösserung von S entgegen wirkt. 
Bei hohen Temperaturen muss demnach ein Spectrum erheblich weniger durch Veränderung 
der Dicke der strahlendeu Schicht modificirt werden, als bei niedriger Temperatur, gerade 
wie die obigen Versuche zeigen. 
Man kann aber vielleicht noch weiter gehen und in diesen Versuchen sogar eine ex- 
perimentelle Bestätigung der erwähnten Eigenschaft der Function J erblicken. Ich würde 
dazu um so mehr geneigt sein, als es mir überhaupt unbegreiflich erscheint, wie eine ste- 
tige Steigerung der Temperatur eine andere Wirkung haben könne, wenigstens so lange 
keine Dissociationen und darauf beruhende Veränderungen der atomistischen Anordnung 
des strahlenden Systems eingetreten sind. Wird dies zugegeben, so befindet man sich, wenn 
für einen Körper mit Steigerung der Temperatur ein Spectrum verschwindet und ein neues 
entsteht, der Nothwendigkeit gegenüber, für diese Erscheinung gerade eine solche Disso- 
ciation als Grund anzunehmen, und muss folglich das erste Spectrum einer complicirteren 
Anordnung der Molecüle, oder, wenn man so will, einer Verbindung des Körpers mit sich 
selbst zuschreiben. Da nun für den Wasserstoff nach den Versuchen von E. Wiedemann\) 
eine stetige Erhöhung der Temperatur zunächst ein allmähliches Zurücktreten, dann aber 
bei Erreichung einer gewissen Grenze ein beinahe plötzliches Verschwinden des im Obigen 
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beschriebenen Spectrums bewirkt, so führen uns diese Betrachtungen auf die von Angström 
als zweite Alternative ausgesprochene Ansicht zurück, nach welcher dasselbe einer Verbin- 
dung des Wasserstoffs mit sich selbst gehört. Der von Wiedemann für die zur Ueber- 
führung des Spectrums in das aus den drei charakteristischen Linien bestehende abzu- 
gebende Energiemenge gefundene Wärmewerth würde demnach nichts Anderes sein, als das 
thermische Aequivalent der entsprechenden Dissociationsarbeit. 
Wenn die oben auseinandergesetzten Anschauungen über die Spectralverhältnisse des 
Wasserstoffs als der Wirklichkeit entsprechend angesehen werden, so erklärt es sich auch 
vollkommen ungezwungen, wesshalb in den Spectra der Sonne und der Mehrzahl der Sterne 
nur die characteristischen Linien des Gases als Absorptions- resp. Emissionslinien erscheinen, 
während vom zweiten Spectrum keine Spur zu entdecken ist. Es hat dies einfach in der auf 
diesen Himmelskörpern herrschenden enormen Temperatur seinen Grund. Bei solchen Sternen 
aber, welche wie z. B. a Orionis, a Herculis etc., nach ihren complicirteren Spectra zu 
1) Wiedemann's Ann. Bd. X p. 202. 
