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Zustand der Elemente in der Atmo- 
sphäre der Sonne und der Fixsterne. 
= Von Wilhelm Westphal, Berlin. 
3 = Wohl wenige Probleme der Naturwissenschaft 
irften auf ein so allgemeines Interesse weiter 
eise rechnen können, wie die Frage nach der 
Beschaffenheit der Himmelskérper. Schon die 
tsache, daß man dieses Problem überhaupt auf- 
werfen wagt, könnte dem der Wissenschaft 
rnerstehenden vermessen erscheinen. So ver- 
ut uns allen der gestirnte Himmel ist, so un- 
hrscheinlich mag es dem Laien scheinen, daß 
mit irdischen Mitteln der Erforschung des 
us und der Zusammensetzung der Himmels- 
per mit Aussicht auf Erfolg näher treten kön- 
Und doch darf man heute sagen, daß unsere 
ntnis vom Bau und Zustand der Sonne und 
Fixsterne in schnellem Fortschritt begriffen 
Dieser Fortschritt besteht sowohl in der zu: 
imenden Anhäufung von exaktem Beobach- 
\gsmaterial unter Verwendung stetig verbesser- 
 Beobachtungsmittel wie in der Auswertung 
dieses Materials unter Benutzung der neuesten 
physikalischen Forschungsergebnisse. Einen Mark- 
n in dieser Entwicklung bilden die Arbeiten von 
S. Eddington, über die A. Kohlschütter!) hier 
erster und in vielen Punkten zu ergänzender Ver- 
such anzusehen — außerordentlich wichtige Auf- 
schlüsse über Masse, Dichte und Temperatur der 
_ Fixsterne geben, ohne aber die Beschaffenheit 
der Sternmaterie des näheren zu erörtern. Einen 
nicht minder bedeutsamen Fortschritt stellen 
wohl die Arbeiten von Megh Nad Saha?), Pro- 
fessor der Physik an der indischen Universität 
zu Calcutta, dar. Sie beziehen sich auf die Be- 
sc affenheit der Materie in den äußeren Hüllen, 
den Atmospharen, der Sonne und der übrigen 
~~ 
Fixsterne und beruhen auf einer konsequent 
durchgeführten Anwendung atomtheoretischer 
und thermodynamischer Forschungsergebnisse 
auf ‘das astrophysikalische Beobachtungsmaterial. 
2 Diese neuen Fortschritte der Astrophysik sind 
in der Tat durchaus bedingt durch die Fort- 
schritte der Atomphysik, insbesondere durch die 
ene durch die Atomtheorie von N. Bohr. Dies 
JA. Kohlschütter, Die Naturwissenschaften 7, 65 
nd 89, 1921: 
2) M. N. Saha, Phil. Mag. (6) 40, 472 u. 809, 1920; 
Roy. Soc. (A) 99, 135, 1921; ZS. f. Phys. 6, 40, 
28. Oktober 1921. 
eits berichtet hat, welche — wenn auch als - 
olgreiche Deutung zahlreicher spektraler Pha-. 
HERAUSGEGEBEN VON 
Br ARNOLD BERLINER vo PROF. Dr. AUGUST PUTTER 
Heft 43. 
ist begreiflich, wenn man bedenkt, daß der ein- 
zige Bote, der uns von den Beschaffenheit der 
Himmelskörper Kunde bringen kann, das Licht 
ist, welches von den einzelnen Atomen der Ma- 
terie ausgesandt oder beeinflußt wird und in 
seiner Wellenlänge von Art und Zustand der 
Atome bedingt ist. Wir sind also darauf ange- 
wiesen, unsere Kenntnis von den Atomen der 
Materie auf den Himmelskörpern aus deren 
Spektren lesen zu lernen. 
Wir müssen hier einer schwerwiegenden Be- 
schränkung Erwähnung tun, unter der die astro- 
physikalische Forschung zu leiden hat. Der Be- 
obachtung zugänglich ist bei den Fixsternen nur 
der optische Bereich von etwa 3600 A bis 6000 A. 
Diese Grenzen sind der Beobachtung gezogen 
durch die Tatsache, daß die. unserm Auge so 
wunderbar durchsichtig erscheinende Erdatmo- 
sphäre ihre Durchlässigkeit fiir Licht außerhalb 
der genannten Grenzen sehr schnell verliert und 
undurchsichtig oder trübe wird. Selbst die gün- 
stigste Lage eines Observatoriums bezüglich Höhe 
und Klima vermag daran nichts Wesentliches zu 
ändern. Nur bei der außerordentlich intensiven 
Strahlung der Sonne sind die Grenzen, besonders 
im Ultrarot, weiter gezogen. Es ist daher 
klar, daß wir von dem Vorhandensein eines Ele- 
mentes auf einem Stern keine Kunde erhalten 
können, wenn das Spektrum seiner Atome unter 
den besonderen Bedingungen (Temperatur und 
Druck), welche auf dem Stern herrschen, nicht 
innerhalb des zugänglichen Bereichs liegt. 
Es kann ferner, wie wir sehen werden, vor- 
kommen, daß die Atome auf einem Fixstern 
andere als die gewöhnlich im Laboratorium beob- 
achteten Spektren besitzen. In diesem Falle wer- 
den wir häufig nicht in der Lage sein, diese Ele- 
mente zu identifizieren, wenn auch ihre Spektral- 
linien in dem zugänglichen. Wellenlängenbereich 
liegen. 
So beweist uns das Auftreten bekannter Spek- 
trallinien eines Elements im Spektrum eines 
Sterns mit Sicherheit das Vorhandensein 
dieses Elements. Dagegen ist das Fehlen. der be- 
kannten Linien eines Elements keineswegs ein 
Beweis für das Fehlen desselben auf dem Stern. 
Weit wahrscheinlicher ist es, anzunehmen, daß 
die Zusammensetzung aller Himmelskörper im 
wesentlichen die gleiche ist. Man kommt dann 
zu dem Schluß, daß unter den besonderen Be- 
dingungen des Sterns die Schwingungen _der- 
jenigen Atome, deren Linien im Spektrum fehlen, 
uns unsichtbar oder aus anderen Gründen nicht 
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