Geschichte der Spectralanalyse.
Sonne nachzuweisen. In den folgenden Jahren beschäftigten sich die Physiker
zunächst mit den Emissionsspectren; einerseits wurden die Wellenlängen der von
den verschiedenen Substanzen emittirten Linien viel genauer bestimmt, — es
seien hier nur HucGGINs!) und ANGSTRÔM und THALEN?) genannt — anderer-
seits wurde das zweite KIRCHHOFF-BUNSEN’sche Gesetz vervollständigt. MITSCHER-
LICH?) wies zuerst darauf hin, dass verschiedene Salze desselben Elementes nur
dann das gleiche Spectrum des Elementes geben, wenn die Salze alle bei der
benutzten Temperatur dissociirt sind, dass sonst aber jede Verbindung ihr be-
sonderes Spectrum erzeugt Die Spectra von Verbindungen haben aber ein
ganz anderes Aussehen als die der Elemente, letztere nennen wir Linienspectra,
erstere Banden- oder kannelirte Spectra. PLUCKER und Hrrronr? zeigten darauf,
dass auch Elemente Bandenspectra geben kónnen, dass z. B. die Metalloide bei
niedriger Temperatur ein Bandenspectrum zeigen, bei hóherer Temperatur ein
Linienspectrum, eine Thatsache, welche anfangs viel bestritten, schliesslich aber
allgemein anerkannt wurde.
Einen ganz besonderen Fortschritt machte die genaue Bestimmung der
Linienspectra namentlich im Ultraviolett durch Benutzung der Photographie. Nach-
dem SrokEs?) entdeckt hatte, dass das áusserste ultraviolette Licht durch Quarz
hindurchgeht, photographirte MILLERS), wenn auch in hôchst unvollkommener
Weise, durch einen Quarzapparat die Spectra einiger Elemente. LOCKYER?) nahm
die Arbeit in weit vollkommenerer Weise auf, liess sie aber bald wieder liegen.
Gute photographische Messungen sind von HARTLEY und ADENEY?) und von
LIVEING und DEWAR®) gemacht, in allerneuester Zeit von KAYsER und RUNGE ”).
Abgesehen von der genaueren Bestimmung der Wellenlängen hat man bei diesen
neuen Messungen auch weit mehr auf den Charakter der einzelnen Linien und
ihr Verhalten unter verschiedenen Umständen geachtet. Dabei spielt die ver-
schiedene Länge der Linien nach LockvErs Bezeichnung, oder die verschiedene
Leichtigkeit, mit der die Linie sich umkehrt, eine wichtige Rolle, ferner die un-
gleiche Verbreiterung bei zunehmender Dampfdichte.
Besonders gefördert wurde diese genauere Untersuchung durch die Herstellung
vorzüglicher Gitter, namentlich der RowrANp'schen Concavgitter, und durch die
Benutzung der Photographie, welche durch VocEr's Entdeckung des Princips
der optischen Sensibilisatoren beinahe für alle Spectralbezirke brauchbar wurde.
Auch die Kenntniss des Spectrums und der Zusammensetzung der Sonne
hat seit KıRCHHOFF gewaltige Fortschritte gemacht. Vor allem ist für den sicht-
baren Theil ANGsTRÓM H) zu nennen, dessen Messungen von 1868 für die folgen-
7) HucGINS, Phil. Trans. 154. 1864.
7) ANGSTRÔM, Recherches sur le spectre solaire, Upsala 1868; THALEN, Nov. Act. reg.
soc, Ups. (3) 6. 1868; ANGSTROM und THALEN, Nov. Act. reg. soc. Ups. (3) 9. 1875.
3) MITSCHERLICH, POGG. Ann. 116. 1862; PoGG. Ann. 121. 1863.
^) PLUCKER und HITTORF, Phil. Trans. 155. 1865.
3) STokEs, Phil. Trans. 142. 1852; Phil. Trans. 152, 1862.
6) MILLER, Phil. Trans. 152. 1862.
7) Lockyer, Phil. Trans, 163. 1873; Phil. Trans, 164. 1874; siche auch LOCKYER,
Studien zur Spectralanalyse, Leipzig bei Brockhaus 1879.
8) HARTLEY und ADENEY, Phil. Trans. 175. 1884.
?) LivEING und DEWam, Phil. Trans. 174. 1883; Phil Trans. 179. 1888.
10) KAvsER und RUNGE, Abh, d. Berl Akad. 1888 bis 1892.
1!) ANGSTRÔM, Recherches sur le spectre solaire, Upsala 1868; THALEN, Nov. Act. reg.
soc. Ups. (3) 6. 1868; ANGSTRÓM und THALÉN, Nov. Act. reg. soc. Ups. (3) 9. 1875.
