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Morse Raetia
Astrospectroskopie. 399
noch weitere Metalloide oder deren Verbindungen sehr wohl auf der Sonne
vorhanden sein, auch ohne ihre Anwesenheit im Spectrum anzuzeigen, denn
wenn man in einem glühenden Gasgemenge neben Metalldámpfen auch solche
anderer Stoffe hat, so überdecken meistens die Metallspectren die der anderen
Körper vollständig.
Es ist oben gelegentlich der Besprechung der 'HoLLON'schen Darstellung
des Sonnenspectrums bereits der sogen. atmosphärischen Linien Erwáhnung
geschehen, d. h. derjenigen Linien im Sonnenspectrum, die dem Durchgang der
Sonnenstrahlen durch die Erdatmosphüre ihr Dasein verdanken; dieselben sind
also mehr oder weniger dunkle Absorptionslinien und -streifen. Da dieselben
um so intensiver auftreten werden, je länger der vom Licht in der Erdatmosphäre
durchlaufene Weg ist, so hat man ein sehr bequemes Mittel, diese atmosphärischen
Linien von denen der Sonne eigenthümlichen zu unterscheiden, durch die Beob-
achtung des Sonnenspectrums bei hohem und tiefem Sonnenstand, denn. in
ersterem Falle werden die atmosphárischen Linien sehr blass, ja theilweise un-
sichtbar sein, in letzterem deutlich hervortreten, wáhrend die Metalllinien der
Sonne ihre Intensität nicht ändern. Ein anderes sehr sinnreiches Verfahren
zur Erkennung dieser Linien hat CogNu angewendet, indem er nümlich die das
Sonnenbild auf den Spalt werfende Concentrationslinse ziemlich rasch parallel
zur Spaltebene aber in einer zur Lángsausdehnung des Spaltes senkrechten
Richtung hin und her bewegt, sodass bald der östliche bald der westliche
Sonnenrand auf den Spalt fällt. Da sich die lichtaussendenden Theile des einen
Randes durch die Sonnenrotation auf den Beobachter zu bewegen, die des
anderen sich gerade so schnell von ihm entfernen, so folgt nach dem später zu
besprechenden Do»PLzn'schen Princip, dass dadurch die der Sonne eigenthümlichen
Linien sich bald nach rechts, bald nach links bewegen werden, während die
atmosphärischen Linien ihre Lage unveränderlich beibehalten. Freilich bietet
dieses sinnreiche Unterscheidungsmittel in der Praxis insofern Schwierigkeiten,
als die Linienverschiebungen ausserordentlich gering und daher schwierig wahr-
zunehmen sind.
Was nun die durch die Erdatmosphüre hervorgerufene Absorption betrifft,
so ist bereits oben erwühnt, dass durch dieselbe ungefáhr bei 290 pp. das
Spectrum plótzlich abbricht, aber diese allgemeine Absorption beginnt schon im
Blau und nimmt bis zu jener Grenze stetig zu. Im übrigen Theil des Spectrums
äussert sie sich durch das Auftreten einzelner feiner Linien, grosserer Linien-
gruppen und breiterer mehr oder weniger verwaschener Streifen und Banden.
Um die Untersuchung dieser Einzelheiten haben sich besonders ANGSTRÓM,
H. C. VoGEL, Mc CLEAN, THOLLON, JANSSEN, EGOROFF, CORNU und G. MULLER
verdient gemacht. Am meisten haben drei Gruppen a, 4 und B das Interesse
in Anspruch genommen, da sie unter einander eine sehr áhnliche Structur zeigen,
indem jede derselben aus einer breiten aus vielen Linien gebildeten Bande und
einer Anzahl fast gleich weiter Doppellinien besteht. CoRNu hat nachgewiesen,
dass die Abstünde dieser letzteren von « nach 2 zu 4 hin fast genau im Verhéltniss
der entsprechenden Wellenlàngen abnehmen. Dass diese drei Gruppen ihr
Dasein dem Sauerstoff in der Luft verdanken, dürfte heute kaum noch zu
bezweifeln sein. Dagegen erscheint die Intensität einer Gruppe atmosphüárischer
Linien bei D von der Menge des Wasserdampfes in der Luft bedingt, und
ComNU hat gezeigt, dass die Quantität desselben, sobald eine dieser tellurischen
Linien zu verschiedenen Zeiten gleich dunkel erscheint, dem Cosinus der Zenith-
distanz der Sonne proportional ist. Auf diese Weise könnte man aus der In-