




866 Westphal: 
rechnen. Nach dieser Theorie ist nämlich diese 
Arbeit gleich dem Produkt hvo aus dem Planck- 
schen Wirkungsquantum h und der kurzwelligen 
Grenzfrequenz Vo der Hauptserie des Elements. 
Aus praktischen Gründen wird statt der Energie 
u meist die sog. Ionisierungsspannung V ange- . 
geben, welche durch die Beziehung (3) mit u ver- 
knüpft ist: 
=, erg. EEE Os) 
Die auf das Mol bezogene Energie U in Kalorien 
ergibt sich aus der in erg ausgedrückten Energie 
u durch die Gleichung (4): 
u 
U=7'Neal Cie ET Beas 
(J = mechanisches Wärmeäquivalent, N = Zahl 
der Molekiile im Mol). Man kann also U fir alle 
diejenigen Elemente berechnen, für die u ent- 
weder durch direkte Messung der Jonisierungs- 
spannung oder aus der Serienformel der Haupt-- 
serie bekannt ist. 
Hierzu ist zu bemerken, daß bei dieser Be- 
rechnung von U stillschweigend angenommen ist, 
daß das abgespaltene Elektron sich vor der Ioni- 
sation auf der innersten Quantenbahn befindet. 
In Wirklichkeit ist aber immer schon ein ge- 
wisser Bruchteil der Atome erregt, d. h. ihre 
äußeren Elektronen befinden sich zum Teil auf 
höheren Quantenbahnen. Für solche erregten 
Atome ist die Ionisierungsarbeit kleiner. Da es 
jedoch heute noch nicht möglich ist, eine An- 
nahme über die statistische Verteilung der Atome 
auf die verschiedenen Quantenbahnen zu machen, 
so müssen wir uns mit der obigen Annäherung 
begnügen. Sie wird vermutlich den Wert des 
Ionisationsgrades nicht allzu erheblich fälschen, 
da die innerste Quantenbahn gegenüber den an- 
dern Bahnen zweifellos eine überwiegende Wahr- 
scheinlichkeit besitzt. Ein zu hoher Wert von U 
führt zu einem zu kleinen Wert von x. 
Wir haben nunmehr einen Überblick über das — 
Handwerkszeug, gewonnen, das uns zur Lösung 
der gestellten Aufgabe zur Verfügung steht, und 
können den Ergebnissen der Untersuchungen von 
Saha näher treten. Wir beginnen mit der Be- 
trachtung der Verhältnisse auf der Sonne, deren 
Kenntnis im einzelnen natürlich eine viel tiefer- — 
gehende ist, als wir sie von irgendeinem Fixstern 
besitzen. Wir wollen einige der wichtigsten, auf 
der Sonne beobachteten Elemente betrachten und 
ihr tatsächliches Verhalten mit der theoretischen 
Erwartung vergleichen. 
Ein für den Astrophysiker besonders .inter- 
essantes Element ist das Calcium. Es ist dies 
eines der am besten beobachtbaren Elemente und 
tritt in der Mehrzahl der Sternspektren auf. Es 
hat dies seinen Grund darin, daß die Hauptserie 
sowohl des neutralen Caleiums, der die g-Linie 
des Sonnenspektrums angehört, wie die des ioni- 
sierten Calciums (H- und K-Linie) in dem zu- 
gänglichen Wellenlängenbereich liegen. Das 
Oalcium ist also sowohl in neutralem, wie in 

Uber das Vorkommen td den Zustand der Element 
noch etwas höher. 
. oberfläche wurde bisher im allgemeinen aus st 
-pimmt, aber auch der Druck, wird ‘die Tonisa 
bald vollständig. Es müßten also in den tiefer 











































ionisiertem Zustande beobachtbar. 
1,40.105 cal. Hiermit bereehnet Saha nach Gi 
chung (1) die Zahlen der Tabelle I, in der 
Tonisationsgrad x in Prozent in Abhängigkeit 
Druck und Temperatur eingetragen ist. 
I. Ionisationsgrad des Calciums (in Prozenten). 




Tempe- Druck in Atmosphären 
lo] 1 jıoıfoe] 108 Pier 
%o | % 
2,8 
6 | 20 
26 | 64 
68 | 91 
75. | 96,5 
84 | 98,5 
95 - eee 
98,5 Vollständige Ionisat: 







Bei Barium ünd Strontium ist der Tonisationsgr id 
Welche Voraussagen über das Calcium auf d 
Sonne kann man nun an die Zahlen der 
belle I knüpfen? Die "Temperatur der Son: 
lungstheoretischen Gründen zu 6000° bis 650 
abs. angenommen. Saha schließt sich jedoch ein r 
neueren Angabe von F. Biscoe an, welcher d 
Temperatur auf 7500° schätzt. Wir wollen. 
ihm, ohne kritisch ‘Stellung zu nehmen, an- 
schließen, da die Differenz der Temperaturen 
von keiner grundsätzlichen Bedeutung für d 
Folgende ist. Nach K. Schwarzschild ist die T 
peratur an der äußeren Grenze der So 
atmosphäre mal niedriger anZU setae als 
der Guaneas orbs also auf rund 6000°. 
Druck in der ,umkehrenden Schicht“, elses 
Sonnenoberfläche unmittelbar anliegt, wird 
verschiedenen Autoren zwischen 10 und 1 At 
sphären geschätzt. (Diese Schätzung steht : a 
lich auf sehr schwachen Füßen. Sie beruht 
wesentlichen auf der Betrachtung gewi 
Eigentümlichkeiten von Spektrallinien — ~ 
breiterung, Verschiebung —, für die aber aucl 
Einflüsse ganz anderer Art in Betracht komme: 
In den äußersten Schichten der Sonnenatm 
sphäre nimmt der Druck bis auf verschwind 
Werte ab. Wir haben danach auf Grund der 
belle I folgendes zu erwarten. In den tiefer 
Schichten der Atmosphäre ist das Caleium- 
zum Teil ionisiert, bei 7500° und 1 Atmosph 
nur etwa zu einem Drittel. In den höhe 
Schichten, in denen zwar die Temperatur 
