1012 Lehre vom Licht. 
ist für alle Körper auch E nicht = 0. D. h. alle Körper beginnen bei 
derselben Temperat. Licht auszusenden. Dies haben wir als Draper’sches 
Gesetz schon auf S. 1003 besprochen. 
Da ferner e keine Unstetigkeiten besitzt, müssen E und A gleichzeitig, d. h. 
für dasselbe A, Maxima und Minima besitzen. D. h. bei jeder Temperat. muss 
ein Körper die Wellen stark absorbiren,die erbeiderselben Temperat. 
emittirt. Die Folge davon ist, dass die Absorptions-Spektra der Gase und Dämpfe 
dieselben Banden und Linien dunkel auf hellem Grunde zeigen müssen, die sie 
bei derselben Temperat., wenn sie Licht ausstrahlen, hell auf dunklem Grunde 
Es ist damit ausgesprochen, dass wir die Absorptions-Spektra der Dämpte 
zur Analyse benutzen können, wie die Emissions-Spektra, und 
namentlich die neueren Untersuchungen von Lockyer, Liveing und Dewar über 
Metalldämpfe, haben erwiesen, dass in der That das Absorptions-Spektrum Linie 
für Linie mit dem Emissions-Spektrum derselben 'Temperat. überein stimmt. 
zeigen. 
gerade so gut 
d. Sonnen'- Spektrum. 
Aufstellung des Kirchhoff’schen Gesetzes gab die That- 
im Gelben, welches wir als dem Natriumdampf eigen- 
denselben Wellenlängen als dunkle Linien im 
die von der grössten Wichtigkeit für 
Die Veranlassung zur 
sache, dass ein Linienpaar 
thümlich kennen, sich mit genau 
Sonnenspektrum vorfand, eine Thatsache, 
unsere Kenntniss von der Sonne wurde. 
“ Der Erste, welcher das Sonnenspektrum genauer untersuchte, war Fraun- 
hofer (1814). Er bemerkte, dass es auf kontinuirl. hellem Grunde eine zahllose 
Menge von dunkeln Linien besass, und bezeichnete die dicksten und dunkelsten 
derselben, im sichtbaren Theil bei roth beginnend, mit den Buchstaben A bis H. 
Nach ihm werden die Linien „Fraunhofer’sche Linien“ genannt. Er lieferte auch 
eine erste kleine Zeichnung des Spektrums. Kirchhoff gab dann eine grössere 
sehr genaue Zeichnung mit etwa 700 Linien; endlich stellte Angström (1569) 
einen Atlas des sichtbaren Sonnen-Spektrums mit etwa 1000 Linien her, der auch 
heute noch als fundamental gilt. Der ultraviolette Theil ist dann 1881 photo- 
graphisch von Cornu fest gelegt worden, der ultrarothe 1550 von Abney. 
Auch im ultraroth und ultraviolett sind die auffallendsten Linien mit Buch- 
staben bezeichnet worden, und wir geben im Folgenden deren Namen und 
Wellenlängen: 
5, = 1440 (Mm) Z = 820 (Mm) Db; 518,810 (Mm) Z 381,96 (Mn ” 314,47 (Mm 
== .1200:5,, A - 766,40 „ by 516,688: „ M 372.62: S, 310,08 _, 
T ga 2 B 686.TL-: - F 486,074 „ N 358.18 „ S) 30997 _ 
6 9571. € 656.21 „, @ {80,125 0) 344,10 s 304,65 „ 
De 2965 Ds 589.513 „ h 410,12 = P 336,00 % # 301,96 . 
zT 900% D, — 588,912 „ H 39681 „ o 328.63 , { 29944 , 
x 860 E 526,913 „ K 393,33 5 R 3171.98:%53 U 29310277 
Es tritt nun die Frage auf, wie die Fraunhofer’schen Linien entstehen? Dass 
es Absorptions-Linien sind, dass also Licht, welches allein ein kontinuirl. Spektrum 
liefern würde, durch Gase und Dämpfe oeht. welche die dunklen Linien durch 
Absorption erzeugen, ist zweifellos: es fragt sich nur, wo diese Dämpfe zu suchen 
sind, und woraus sie bestehen? Für den Ort der Absorption sind nur zwei 
Möglichkeiten vorhanden: entweder ist er die Erdatmosphäre, oder eine Sonnen- 
atmosphäre. Die erste Möglichkeit wird dadurch ausgeschlossen, dass dann dieselben 
Absorptions-Linien auch in den Spektra der übrigen Himmelskörper vorhanden 
sein müssten, was nicht der Fall ist. Auch müssten dann die Linien bei niedrigem 
Sonnenstande, Morgens und Abends, wo die Strahlen einen weit längern Weg 
durch die Erdatmosphäre zurück zu legen haben, dunkler sein, als Mittags, wo 
der Weg kürzer ist. Mit Ausnahme einzelner weniger Linien, die wir nachher 
noch besprechen wollen, ist das auch nicht der Fall, so dass nothwendiger Weise 
die Absorption in der Sonnenatmosphäre zu suchen ist. Wir müssen also annehmen, 
dass die Sonne aus einem heissen Kern besteht, der ein kontinuirl. Spektrum 
liefert: er ist umgeben von Dämpfen der in der Sonne befindlichen Substanzen, 
und diese erzeugen die dunklen Linien. 
Daraus ergiebt sich das wichtige Resultat, dass wir die chemische Zusammen- 
setzung der Sonne finden können. Da Emissions- und Absorptions-Spektra Linien 
von identischer Wellenlänge liefern, so brauchen wir nur die Wellenlänge der