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Astrospectroskopie. 397 
Fiir die ultrarothen Strahlen zeigt sich eine so störende Absorption in der 
Erdatmosphäre nicht, dagegen bietet hier die Beobachtung an sich erhebliche 
Schwierigkeiten. Man kann sich entweder darauf beschränken, die ultrarothen 
Strahlen in ihren Wärmewirkungen zu verfolgen, oder man muss zu besonderen 
Vorkehrungen greifen, um dieselben sichtbar zu machen, Auf dem ersteren 
Wege hat sich schon HERSCHEL eines feinen Differentialthermometers mit Erfolg 
bedient, während z. B. H. DRAPER, sowie auch LAMANSKY durch Verwendung 
von Thermosäulen das Vorhandensein einzelner Absorptionsbanden nachweisen 
konnten. Die feinsten Untersuchungen dieser Art hat jedoch LANGLEY angestellt, 
indem er sich seines Bolometers bediente, d. h. eines Instrumentes, welches die 
geringste Temperaturänderung (nämlich noch 0:000001° C.) eines feinen Metall- 
streifens durch dessen Widerstandsänderung anzeigt. Unter Zuhilfenahme von 
feinen Concavgittern oder von Steinsalzprismen konnte er noch folgende Wellen- 
längen von Absorptionstreifen bestimmen: 
815 pp 1130 pp 1580 pp 
850 ,, 1270, 1810 ,, 
890 ,, 1360 ,, 1870 ,, 
910 ,, 1370 ,, 1980 ,, 
940 ,, 1540 ,, 2030 ,, 
Sein Instrument war zwar auch noch für Strahlen grösserer Wellenlänge 
empfindlich, doch gelangen ihm keine Messungen von Wellenlängen einzelner 
Bänder mehr, wenn er auch noch den Brechungsexponenten des Steinsalzes bei 
530-11 pp. ermitteln konnte. Dabei ergiebt sich, dass sich in den äussersten 
ultrarothen Theilen des Spectrums Gitter- und Prismenspectrum nicht unter- 
scheiden, da die Ausdehnung des Spectrums proportional der Wellenlänge zu- 
nimmt. Die von LANGLEY untersuchte Strecke des Spectrums ist über 8mal so 
lang als der sichtbare Theil desselben. 
Um die ultrarothen Strahlen sichtbar zu machen, kann man sich nach 
BECQUEREL’S Vorgang phosphorescirender Substanzen bedienen. Lässt man auf eine 
solche eine Zeit lang den ultrarothen Theil des Sonnenspectrums fallen und blendet 
dieses dann plötzlich ab, so leuchtet das ultrarothe Spectrum deutlich in dem 
Phosphorescenzlichte auf; Wellenlängenbestimmungen nimmt man am besten 
mit Hilfe von Interferenzstreifen vor, die man durch Auflegen einer dünnen 
Platte auf den Heliostatenspiegel erzeugt. Diese Bestimmung fällt jedoch immer 
sehr unsicher aus, weil das Phosphoresciren schnell aufhört. Man kann jedoch 
letzteres vermeiden, wenn man auf das ultrarothe Spectrum ein ultraviolettes 
fallen lässt, in welchem man durch weite Spaltöffnung alle Linien zum Ver- 
schwinden gebracht hat, es zeigen sich dann, wenn auch zur Zeit immer nur 
auf einer kleinen Strecke, die Linien des ultrarothen Spectrums hell auf dunklem 
Untergrund. Auf diese Weise hat BECQUEREL Bänder und Linien bis 1880 pp 
bestimmt. 
ABNEY ist es endlich gelungen, photographische Platten herzustellen, mit 
denen er wenigstens einen Theil des ultrarothen Spectrums photographiren 
konnte, sodass er zwischen 714 pp und 987 pp die Wellenlängen von 
590 Linien in Bezug auf das ANGsTROÓM'sche System bestimmte. Diese Methode 
ist zweifellos die zuverlüssigste und beste, wenn sie auch leider nicht so weit 
ausdehnbar ist, wie die anderen. 
Unter den Bemühungen im Sonnenspectrum einen sicheren Maassstab bei 
Spectralbeobachtungen zu besitzen und deshalb die Wellenlängen seiner Linien 
aufs Genaueste zu bestimmen, ist der ursprüngliche Zweck, námlich aus der