


stande, die Linien er ee zu absor- 
- bieren, d. h. derjenigen Serie, deren erster, kon- 
-stanter Term dieser niedrigsten Quantenbahn 
© entspricht. Zur Absorption der Linien höherer 
” Serien (Nebenserien, Bergmannserie usw.) ist es 
erforderlich, daß das Atom „erregt“ sei, d. h., daß 
eines seiner äußeren Elektronen auf eine höhere 
@ Quantenbahn gehoben sei, welche nunmehr als 
Ausgangspunkt für die eo derjenigen 
Serie dienen kann, deren konstanter Term ihr 
fe ntepricht). . Damit diese höheren Serien praktisch 
_ beobachtbar sind, muß diese Erregung natürlich 
an einem gewissen, nicht zu kleinen Bruchteil 
der Atome vor sich gehen. Die Erregung kann 
auf zwei Weisen erfolgen. Einmal durch Absorp- 
tion der Linien der Hauptserie, bei der die Elek- 
_ tronen von der niedrigsten auf eine der höheren 
> Quantenbahnen gehoben werden. Das gleiche 
by kann aber auch durch Zusammenstöße der Atome 
| 5 unter sich oder mit freien Elektronen ausreichen- 
| der Geschwindigkeit erfolgen. Beide Arten der 
Erregung müssen mit der Temperatur des Sterns 
| wachsen, denn gleichzeitig mit dieser wächst die 
Intensität der von der Photosphäre herkommen- 
den erregenden Strahlung und die Temperatur 
~ ‚der Gashülle selbst, welche die Heftigkeit und 
| Häufigkeit der Zusammenstöße bedingt. Unter 
Enständen kann die Erregung so groß werden, 
daß ein Elektron völlig von seinem Atom entfernt 
wird. Das Atom wird damit zum positiven Ion 
und erhält ganz andere spektrale Eigenschaften, 
| es ändert sein Spektrum. Das Spektrum des 
eutralen Atoms wird in der Regel als Bogen- 
pektrum bezeichnet, das des zonisierten Atoms, 
welches der weit stärkeren Anregung im elek- 
trischen Funken bedarf, als Funkenspektrum. 
ritt also im Spektrum eines Sterns das Funken- 
ektrum eines Elements auf, so wissen wir, daß 
ieses ıdort in ionisiertem Zustande vorkommt. Es 
sind dies die Spektren, die früher den hypothe- 





















































den. Da die Funkenspektren der meisten Ele- 
mente noch unerforscht sind, so werden zahlreiche 
| Elemente infolge eintretender lIonisation der 
Identifikation entzogen. 
* Die moderne Thermodynamik zeigt uns nun 
einen Weg, um die Abhängigkeit des Ionisations- 
grades (Zahl der ionisierten Atome: Gesamtzahl 
I der. Atome) eines Gases in Abhängigkeit von 
=) Bekanntlich läßt sich die Schwingungszahl der 
Serienlinien eines Atoms darstellen als die Differenz 
zweier „Terme“, von denen innerhalb jeder Serie der 
erste konstant, der zweite in gesetzmäßiger Weise ver- 
änderlich ist. Die beiden Terme sind gleich der durch 
das Plancksche Wirkungsquantum h dividierten Ener- 
gie des Elektrons auf zwei verschiedenen, quantentheo- 
retisch unmöglichen Bahnen. Ausstrahlung erfolgt 
beim Übergang des Elektrons von einer Bahn höherer 
Energie zu einer Bahn kleinerer Energie, Absorption 
_ von Strahlung im umgekehrten Falle. Absorption der 
| nien einer Serie ist daher nur dann möglich, wenn 
s Elektron sich anfänglich auf derjenigen Quanten- 
hn "befindet, deren Energi je dem ersten, konstanten 
rm der Serienformel geh 
| tischen sog. Protoelementen zugeschrieben wur- 
estphal: Über as RR and an Zustand der lemente usw. 865 
Temperatur und Druck zu berechnen. Den zu- 
grunde liegenden Gedanken hat zuerst J. Eggert‘) 
ausgesprochen und auf ein astrophysikalisches 
Problem angewandt. Er bestehtin der Auffassung 
der Ionisation als eines chemischen Prozesses. 
_ Diese Auffassung erscheint durchaus berechtigt, 
seitdem wir wissen, daß alle chemischen Bindun- 
gen ihren Ursprung in den gleichen Kräften 
haben, die auch ein Elektron an sein Atom bin- 
den. Das Elektron wird also als ein chemisches 
Element, wie jedes andere, wenn auch mit sehr 
kleinem Atomgewicht, behandelt. 
daher die Ionisation eines Atoms, z. B. des Cal- 
ciums, in bekannter Weise durch die symbolische 
Gleichung darstellen: 
Ca=Cat+e+u. 
Hierin bedeutet Ca das neutrale, Ca+ das ioni- 
sierte Atom, e das Elektron und u die zur Ab- 
spaltung des Elektrons aufzuwendende Energie. 
Die Fixsterne ändern ihren Zustand ganz 
außerordentlich, praktisch unbeobachtbar, lang- 
sam. Es besteht also in den ionisierten Gasen 
ihrer Atmosphären dynamisches Gleichgewicht 
zwischen den neutralen Atomen und den ionisier- 
ten Atomen und Elektronen, es zerfallen in jeder 
Sekunde ebensoviele neutrale Atome, wie sich neue 
durch Wiedervereinigung aus ionisierten Atomen 
und Elektronen bilden. Eggert hat nun auf ein 
solches Gleichgewicht eine von W.Nernst5) abgelei- 
teteGleichung angewandt, die sich ursprünglich auf 
dissoziierte Substanzen bezog, die er aber nun im 
Hinblick auf die nahe Verwandtschaft der beiden 
Arten von Prozessen auch auf das Gleichgewicht 
ionisierter Gase übertrug. Die Nernstsche Glei- 
chung lautet in dem vorliegenden Spezialfall: 
a U 
log 1-3 ge 4811: pt 2,5 log T+ Cons (1 
Hierin bedeutet x den Ionisationsgrad, P den Ge- 
samtdruck der Substanz in Atmosphären, U die 
Wärmetönung des Prozesses, d. h. in diesem Falle 
die zur Ionisation von einem Mol des Gases auf- 
zuwendende Energie in Kalorien, T die absolute 
Temperatur. C ist die sog. chemische Konstante 
des Elektrons, welche durch folgende Gleichung 
gegeben ist: 
C=—1,6+%,logM .:...0@ 
(M Molekulargewicht des Elektrons = 1/1810). 
Ihr Zahlenwert ist gleich — 6,5. 
Ist die Wärmetönung U des Prozesses bekannt 
‚und Druck und Temperatur gegeben, so kann man 
aus Gl. (1) den Ionisationsgrad x, also den Bruch- 
teil der ionisierten Atome berechnen. 
Die zur Abtrennung eines Elektrons not- 
wendige Energie u ist durch die grundlegenden 
Arbeiten von Franck und Hertz und verschie- 
dener Nachfolger für eine Reihe von Elementen 
unmittelbar bekannt. Wo dies nicht der Fall ist, 
gibt die Theorie von Bohr in zahlreichen Fällen 
die Möglichkeit, sie aus optischen Daten zu be- 
4) J. Eggert, Phys. Ztschr. 20, 570, 1919. 
5) W. Nernst, Theoretische Chemie, 8.—10. Aufl., 
8.- 723. u. 739; 1921: Bi 
cs 

Man kann - 
