

Schichten der Atmosphäre außer den Linien des 
 ionisierten Calciums auch die des neutralen Cal- 
_ ciums auftreten, mit zunehmender Höhe aber 
“ müßten letztere mehr und mehr verschwinden, 
_ erstere aber erhalten bleiben. Das entspricht 
genau den beobachteten Tatsachen. Die y-Linie 
ie _ des neutralen Caleiums wird bis in Höhen von 
5000 km beobachtet, die Linien des ionisierten 
 Oaleiums aber, wie bereits erwähnt, bis zu 
F 14000 km. Ähnlich, nur durch die geringeren 
= -Ionisierungsarbeiten modifiziert, liegen die Ver- 
a ‘haltnisse beim Barium und Strontium mit 400 
| und 1000- bzw. 350 und 6000 km. Der Befund 
| entspricht also durchaus der theoretischen Er- 
_— wartung. 
Den Wasserstoff können wir astrophysikalisch 
| nur durch seine Balmerserie identifizieren, da 
| diese allein von allen Wasserstoffserien in dem 
| zugänglichen Wellenlängenbereich legt. Sie ist 
I als die Nebenserie des Wasserstoffs zu bezeich- 
iq nen, da der erste konstante Term ihrer Serien- 
formel der Quantenzahl 2 entspricht. Die Haupt- 
IR serie des Wasserstoffs, die sog. Lymanserie, liegt 
weit im Ultravioletten. Es ist daher nach dem 
früher Gesagten bereits eine gewisse Anregung 
notwendig, damit diese Linien in Emission und 
Absorption erscheinen. Diese Anregung ist auf 
“der Sonne vorhanden. Die ersten Linien der 
_ Balmerserie finden sich als Absorptionslinien im 
ie Sonnenspektrum und werden als Emissionslinien 
ag flash-Spektrum bis in Höhen von rund 8000 
‘km beobachtet. Man könnte vermuten, daß die 
Tatsache des Verschwindens des Wasserstoffs in 
_ geringeren Höhen als idas Calcium seine Ur- 
sache in einer lonisation des Wasserstoffs haben 
_ könnte. Denn durch Verlust seines einzigen 
I” 
err 
ur 
I 
RT 
tisch wirkungslos. Dies ist jedoch keineswegs der 
Fall, denn, wie Tabelle II zeigt, bedarf es zu 
II. Ionisationsgrad des Wasserstoffs (in Prozenten). 










a Tempe- Druck in Atmosphiren 
ated | 10.142102 | 10 3 | 10-4 10-5 
0% % % % On % 
7 000° 1 4 1,5 
“7 500 1 3 8 12 
| 8000 2 5 18 26 
} 9000 2 6 20 55 44 
|. 10000 2 5 18 49 86 | 89 
|" 11000 4 13 39 80 97 
| 12000 9} 28 68 94 
| 13000 16 | 45 84 98 
| 
fe na000. | 27 | 65° | 98 
15000 | 20: | 81 | 97 
16000 | 55 | 40 
17000 | 69 | 94 
18000 | 80 | 97 
| 19000. | 87 
f 20000 | “92 
|: 21000 | 95 
| 22000 | 97 
| 23000 \ 

Vollständige lonisation 





Nw. 1921: 

Elektrons wird er als elektronenloser Kern op- 
Westphal: ‘Uber “das Vortouuien und den Zustand ‘der Elemente usw. 867 
einer merklichen: Ionisation des Wasserstoffs er- 
heblich höherer Temperaturen, als sie auf .der ~ 
Sonne vorkommen. Das sog. Viellinienspektrum 
des Wasserstoffs, das dem Wasserstoffmolekül an- 
gehört, wird auf der Sonne nicht beobachtet. Im 
Einklang damit läßt sich aus der Gleichung von 
Nernst berechnen, daß Wasserstoffmolekiile auf 
der Sonne praktisch völlig in ihre beiden Atome 
dissoziiert sein müssen. 
Absorptionslinien des neutralen Heliums treten 
unter den Fraunhoferschen Linien nicht auf. Da- 
gegen sind die Eimissionslinien im flash-Spektrum 
ziemlich stark. (Auf der Beobachtung dieser Linien 
beruht bekanntlich die erste Entdeckung und Be- 
nennung des Heliums.) Diese Linien gehören 
sämtlich höheren Serien an. Die Serie des 
Heliums, deren konstanter Term der innersten 
Quantenbahn entspricht, liegt im Ultraviolett und 
ist daher nicht beobachtbar. Helium bedarf daher 
einer gewissen Anregung, um in die Erscheinung 
zu treten. Saha vermutet, daß das Fehlen der 
Heliumlinien im Fraunhoferschen Spektrum da- 
her rührt, daß die große Dichte in der umkehren- 
den Schicht die Hebung einer ausreichend großen 
Zahl von Elektronen in höhere Quantenbahnen 
verhindert, während dies bei den geringeren 
Drucken in den höheren Schichten möglich ist. 
Der Ionisationsgrad des Heliums ist in Tabelle III 
dargestellt. Man hat danach im allgemeinen keine 
merkliche Ionisation des Heliums in der Sonnen- 
atmosphäre zu erwarten. Indessen ist die dem 
ionisierten Helium angehörende Linie 4686 A von 
Mitchell beobachtet worden. Als Ort ihrer Ent- 
stehung muß man wohl eine mittlere Schicht der 
Atmosphäre mit besonders günstiger Kombination 
von Druck und Temperatur betrachten. 
Weitere Einzelheiten anzuführen, würde hier 
zu weit führen. Es sei nur erwähnt, daß sich 
auch bei den Alkalien und Magnesium gute Über- 
einstimmung zwischen Erfahrung und Theorie er- 
gibt, und daß auch das besondere Verhalten der 
Linien des Natriums im Spektrum der Sonnen- 
flecken seine Deutung findet. 
So sehen wir, daß sich die der Theorie zu- 
grunde liegenden Anschauungen bei der Anwen- 
dung auf die Sonne recht gut bewähren, indem 
das Verhalten einer Anzahl wichtiger Elemente 
auf der Sonne im Einklang mit dem heutigen 
Stande der Atomtheorie und Thermodynamik ge- 
deutet wird. 
Ein weiteres wichtiges Resultat Sahas ist die 
klare Erkenntnis des Gründes, weshalb wir von ° 
den fast 100 Elementen des periodischen Systems 
nur eine ziemlich geringe Zahl auf der Sonne 
beobachten bzw. zu identifizieren vermögen. 
Saha zeigt, daß die beobachteten Elemente unter 
den spektral genauer bekannten Elementen gerade 
diejenigen sind, welche ganz bestimmte, für ihre 
Beobachtung notwendige Bedingungen erfüllen. 
Ihre Linien liegen unter den auf der Sonne herr- 
schenden Anregungsbedingungen in dem zueäng- 
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