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864 Westphal: 
erkennbar sind. Die physikalische Begründung 
dieser Behauptung bildet den wesentlichen Inhalt 
der Arbeiten von Saha, über die hier berichtet 
werden soll. 
Zum besseren Verständnis des Folgenden sei 
kurz auf Art und Beobachtungsmethode der Spek- 
tren der Sonne und der Fixsterne hingewiesen. 
Diese Spektren bestehen — mit Ausnahme der- 
jenigen der gasförmigen Nebel (P-Sterne), deren 
Spektren aus hellen Emissionslinien bestehen — 
ebenso wie dasjenige der Sonne aus einem kon- 
tinuierlichen, hellen Bande, der Strahlung des 
eigentlichen Sternkörpers, welches von einer mehr 
oder weniger großen Zahl dunkler Linien — bei 
der Sonne nach ihrem Entdecker Fraunhofersche 
Linien genannt — durchzogen ist. Jede der 
dunklen Linien hat: ihren Ursprung darin, daß 
das Licht der betreffenden Wellenlänge von 
Atomen in der gasförmigen Hülle (hauptsächlich 
in. der ‚„umkehrenden Schicht“) des Sterns absor- 
biert wird. Diese ‚„Absorptionslinien“ haben die 

Fig. 1. 
gleiche Wellenlänge wie die ,,Emissionslinien“. 
Sie sind wie diese charakteristisch für die be- 
treffende Atomart und ermöglichen die Spektral- 
analyse der Sterne. 
Das Auftreten der Absorptionslinien besagt 
. nicht, daß das betreffende Element nicht auch 
strahlt. Bei der Sonne kann man, wie wir 
sehen werden, diese Strahlung sogar nachweisen. 
Nur ist sie so schwach, daß sie gegenüber der 
hellen Strahlung des Untergrundes, der Photo- 
sphäre, im allgemeinen nicht in die Erscheinung 
tritt. Es sei hier an einen bekannten Vorlesungs- 
versuch erinnert. Betrachtet man eine mit Koch- 
salz beschickte Bunsenflamme durch ein Spektro- 
skop, so erscheinen die bekannten gelben D-Linien 
des Natriums hell auf dunklem Grunde. Läßt man 
jedoch das helle Licht einer Bogenlampe durch 
die Flamme hindurch in das Spektroskop fallen, 
so erscheinen die D-Linien nunmehr als dunkle 
Absorptionslinien auf dem kontinuierlichen Spek- 
trum des Kiraterg der Bogenlampe. Die Natrium- 
atome der Flamme absorbieren das Licht der 
Bogenlampe, welches die gleiche Wellenlänge be- 
sitzt wie die D-Linien, und ihre eigene Emission 
ist viel zu gering, um die dadurch im Spektrum 
entstehende Lücke wieder auszufüllen. Man be- 
zeichnet diese Erscheinung als Umkehrung a2 
ee niet. ; 
Uber das Vorkommen und den Zustand der Elemente usw. | 
Flash-Spektrum. 





































| Di UT 
: wissen schaften 
Daß die Gase in den Atmosphären der Sterne, 
wie dies bei ihrer hohen, Temperatur nicht anders 
zu erwarten ist, auch selbst strahlen, kann bisher 
nur im, Falle der Sonne direkt nachgewiesen 
werden, und zwar bei totalen Sonnenfinster- | 
nissen. Unmittelbar bei Beginn und am Schluß |) 
der Totalität kommt nämlich ein Augenblick von 
wenigen Sekunden Dauer, wo die Photosphäre 
völlig von der Mondscheibe bedeckt ist, also kein 7 
Licht zu uns sendet, dagegen die gasförmige 
Hülle, die Chromosphäre, noch über den Mond- 
rand hinausragt, so daß man ihre Strahlung nun- 
mehr isoliert mit dem Spektrographen aufnehmen © 
kann. Man bedient sich dazu eines spaltlosen 
Spektrographen, in dem das sichelförmige Bild, 
welches von der Sonne allein übrig bleibt, zu 
einem Spektrum auseinandergezogen wird 
(Fig. 1). Dieses besteht aus Emissionslinien, und 
zwar sind die einzelnen, den verschiedenen 
Wellenlängen entsprechenden Sicheln nicht 
gleich lang. Eine einfache geometrische Uber- 
legung zeigt, daß die Länge der einzelnen Sichel 
Fi 
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um so girößer sein muß, eine je größere Höhe die 
Schicht der Ohromosphäre hat, von der die be- 
treffende Linie emittiert- wird. Dieses Spektrum, 
nach seinem blitzartigen -Auftreten meist ,,flash- 
Spektrum“ genannt, gibt uns also die Méglichkeit, 
die Verteilung der Elemente in der Sonnen- 
atmosphäre zu berechnen. Auf diese Weise ist 
zum Beispiel] festgestellt worden, daß die höchsten 
Höhen nicht, wie man erwarten sollte, vom 
Wasserstoff, sondern vom Calcium erreicht wer 
den, nämlich 14 000 km. Saha hat, wie hier nur 
erwähnt sei, diese auffallende Tatsache als eine” 
Wirkung des Strahlungsdrucks zu erklären ver 
sucht. ‘ 
Das Spektrum eines Elementes wird wise 
lich beeinflußt durch die Bedingungen, unter 
denen sich seine Atome befinden. Auf die hier 
obwaltenden Verhältnisse hat die Atomtheorie von 
Bohr ein helles Licht geworfen. Von dieser 
Theorie ist an dieser Stelle so häufig und aus- 
führlich die Rede gewesen, daß die enntnis 
ihrer Grundzüge als bekannt vorausgesetzt wer- 
den darf, so daß nur wenige erinnernde - Worte 
uemendig erscheinen. Bei einem unerregten 
Atom befinden sich die für sein optisches Spek- 
trum allein in Betracht kommenden äußeren 
Elektronen auf den Bahnen mit der ‚niedrigsten 
möglichen Quantenzahl. Sie sind daher nur im- 
