Das Sonnenspectrum; Atlanten desselben, 443
Serien jedes Elementes identisch. Da die Constante À die Schwingungszahl für
n= oo, d. h. fiir die letzte Linie der Serie ist, so würden nach RYDBERG die beiden
Serien an derselben Stelle endigen. — Man sieht, wie innerhalb jeder Abtheilung
die Constanten sich gesetzmássig ándern, wachsen oder abnehmen. . nimmt
stets ab, d. h. die Serie rückt nach Roth hin; so läuft z. B. für Li die erste
Nebenserie bei 350 i.p. aus, für Cs bei 507 pp. Dagegen rücken von Abtheilung
zu Abtheilung die Serien nach kürzeren Wellen; wir haben die letzte Linie für
Li bei 350 pp, fiir Cu bei 316 pp, fiir Mg bei 251 pp, für Zn bei 233 pp, für
Al bei 207 pp.
Es hat sich noch eine weitere wichtige Gesetzmässigkeit ergeben, die uns
einen Zusammenhang zwischen dem Atomgewicht und dem Spectrum zeigt. Es
ist oben angegeben, dass zwischen allen Paaren der beiden Nebenserien desselben
Elementes die gleiche Schwingungsdifferenz vorhanden ist, und ebenso zwischen
den 3 Linien der Triplets. Nennen wir diese Differenz für die Paare und die
beiden ersten Linien der Triplets v. Sie ist in der vorigen Tabelle angegeben
und dahinter der Quotient von v durch das Quadrat des Atomgewichts. Man
sieht, dass innerhalb jeder Abtheilung dieser Quotient nahe denselben Werth hat,
wir können also sagen: die Weite der Paare und Triplets, gemessen durch die
Schwingungsdifferenz, ist angenähert dem Quadrat des Atomgewichts proportional.
5) Das Spectrum der Sonne.
a) Atlanten des Sonnenspectrums.
Das wichtigste Beispiel eines Absorptionspectrums bildet für uns das Sonnen-
spectrum. Zuerst wurde nur der sichtbare Theil desselben gezeichnet, dann
kam unter Beihülfe der Photographie der ultraviolette hinzu, dann mit Benutzung
der Wármewirkung der ultrarothe, bis endlich das ganze Spectrum auf photo-
graphischem Wege mit ungeahnter Vollendung reproducirt wurde.
Die erste kleine Zeichnung stammt von FRAUNHOFER!), die nächste von
BREWSTER?), der namentlich den Zweck im Auge hatte, den Ursprung der
Linien zu erkennen. Dann folgte KIıRcHHOFF?) mit seinem Atlas, für die da-
malige Zeit und ihre Hilfsmittel ein Muster von Genauigkeit und Sorgfalt; KiRcH-
HOFF benutzte 4 Flintglasprismen, hatte daher leider eine willkürliche Skala, so dass
eine Bestimmung der Wellenlänge nur durch umständliche Rechnung und in un-
vollkommener Weise móglich wurde*). Die náchste Zeichnung von ANGSTROMS) gab
das erste normale Spectrum mit genauer Bestimmung der Wellenlängen, wie
sie durch Anwendung von Gittern ermöglicht wird. Es reicht von À bis #,
und ist bis in die neueste Zeit die Grundlage aller Wellenlängen-Angaben ge-
blieben. — Die neueren Zeichnungen des Sonnenspectrums — es seien nur die
von H. C. VoGEL®), FIEVEZ") und THoLLON?) genannt -- zeigen grósseren Maass-
stab und Linienreichthum, sind aber sonst von dem ANGsTRÓW'schen Atlas nicht
wesentlich unterschieden, namentlich nicht in der Genauigkeit der Wellenlängen-
!) FRAUNHOFER, Denkschriften der K. Acad. d. Wissensch. zu München 5. 1814— 1815.
7) BREWSTER und GLADSTONE, Phil. Trans. 150. 1860.
3) KIRCHHOFF, Untersuchungen über das Sonnenspectrum, Abh. d. Berl. Akad. 1861.
4) GiBBs, Americ. Journ. 45. 1867; Americ. Journ. 47. 1869; WATTS, Index of Spectra,
London, Gillmann. 1872.
5) ANGSTROM, Recherches sur le spectre solaire, Upsula bei Schulz 1868.
6) H. C. VoGeL, Publikat. d. Astrophys. Obs, zu Potsdam, 1. 170.
7) FIEVEZ, Ann. de l'obs. de Bruxelles, (3) 4. 1882; 5. 1883.
5) THOLLON, Ann. de l'observ, de Nice 3. 1890.
