Das Sonnenspectrum; Ursprung der FRAUNHOFER’schen Linien, 
   
  
Zweifelhafte Elemente: 
Ir, Os, Pt, Ru, Ta, Th, Wo, Ur. 
Nicht in Sonne: 
Sb, As, Bi, Bo, N, Cs, Au, In, Hg, P, Rb, Se S, TI, Pr. 
Nicht untersucht: 
Br, Ch}, FLO, Te, Ga, Ho, Tm, Tb. 
Ob wirklich alle von ROwLAND angeführten Elemente ihre Linien unter 
| den FRAUNHOFER'schen Linien haben, scheint mir noch nicht sicher; wenn von 
zahlreichen Linien eines Elementes nur eine oder zwei gefunden werden, so ist 
daraus doch kaum ein Schluss zu ziehen. — Durch diese Elemente ist bei weitem 
der grósste Theil der FRAuNHOFER'schen Linien erklürt. Es bleiben freilich noch 
eine ganze Anzahl unbekannter Linien übrig, die entweder uns noch unbe- 
kannten Elementen angehóren, oder nur wegen ungenügender Kenntniss der 
Spectren der Elemente uns fremd sind. Es giebt ja eine grosse Zahl von Ele- 
menten, deren Spectra wir eigentlich noch gar nicht kennen; es sei z. B. nur 
| auf die seltenen Erden hingewiesen. Auch ist noch zu berücksichtigen, dass 
y " unter den Verhàltnissen von Druck und Temperatur auf der Sonne viele andere 
Linien auftreten kónnen, als wir mit unseren, namentlich in Bezug auf die Tem- 
peratur beschránkten Mitteln erzeugen kónnen. 
Höchst auffallend ist das gänzliche Fehlen aller Metalloide mit Ausnahme 
| der oben erwähnten Cyanbanden, worauf LOCKYER zuerst aufmerksam machte; 
die Versuche, Sauerstoff- oder Schwefellinien im Sonnenspectrum nachzuweisen !), 
sind wohl als verfehlt zu bezeichnen. 
Das ganze Spectrum zeigt sehr auffallend seine Entstehung aus der Superposition 
verschiedener Metallspectra; denn die Eigenschaft derselben, mit abnehmender 
Wellenlänge immer linienreicher zu werden, eine Eigenschaft, die sich durch 
kommen der 38 das Gesetz der Linienserien erklärt, tritt im Sonnenspectrum noch mehr hervor. 
A Ein Theil der FrRAUNHOFER'schen Linien wird desto dunkler, je niedriger 
nd a die Sonne steht, und dokumentirt dadurch seinen Ursprung in der Erdatmospháre ; 
hnen | man nennt sie atmosphärische, terrestrische oder tellurische Linien. 
i Sie sind vielfach untersucht und gezeichnet worden?); es gehórt dazu die Linien- 
gruppe 4 und B, die von ANGSTROM 2 genannte Gruppe zwischen 715 p.p. und 
730 pp, eine Gruppe bei C, die Gruppe a bei 630 p.p, viele Linien um 2 u. s. w. 
Die meisten dieser Linien und Banden verdanken ihren Ursprung dem Wasser- 
dampf der Atmosphäre, wie ANGsTRÓM und JANssEN?) nachwiesen. EGOROFF*%) 
fand zuerst, dass die Gruppen 4 und 7 und andere Linien vom Sauerstoff her- 
rühren, was dann JANSSEN?) bestätigt. CORNU zeigt, dass wahrscheinlich auch a 
1) ScHUuSsTER, Phil. Trans. 170. 1879; P. SMYTH, Trans. Edinb. Roy. Soc. 30. 1882; 
H. DrAPER, Sill. Journ. 14. 1877; J. CH. DRAPER, Sill. Journ. 16. 1878. 
?) BREWSTER, Edinb. Phil. Trans. 1833; BREWSTER und GLADSTONE, Phil. Trans. 150. 
1860; HENNESsAY, Proc. Roy. Soc. 19. 1870; Phil. Trans, 165. 1875; ANGSTROM, Recherches 
sur le spectre solaire 1868; SECCHI, Compt. rend. 60. 1865; JANssEN, Ann. d. Chim. et de 
Phys. (4) 23; Ecororr, Compt. rend. 93, pag. 385 u, 788; Compt. rend. 85. 1882; ConNu, 
Ann. de l'ecole norm. 1883; BECKER, Trans. Roy. Soc. Edinb. 36. 1890; THOLLON, Ann. de 
lobserv. de Nice 3. 1890. 
3) Janssen, Compt. rend. 56. 1860; Compt. rend. 60. 1864; Compt. rend. 63. 1866; 
Compt. rend. 78. 1874; Ann. de Chim. (4) 23. 1871. 
4) Ecororr, Compt. rend. 95. 1882. 
5) JanssEN, Compt. rend. 101. 1885; Compt. rend. 102. 1886; Compt. rend. 106. 1888; 
Compt. rend. 107. 1888; Compt, rend. 108. 1889. 
  
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