V. Die Sonne 
189 
Die Untersuchung des ultraroten Spektrums der Sonne war längere Zeit 
hindurch nur mit Hülfe des Bolometers (S. 72)«.möglich; gegenwärtig kann 
sie genau ebenso wie im sichtbaren und ultravioletten Spektralgebiet auf 
photographischem Wege erfolgen. 
Die Zugänglichkeit der ultraroten Strahlung für die photographische Platte 
beruht auf einem besonderen, von Abney erfundenen Verfahren, nämlich dem 
Zusatz eines Harzes zum Bromsilber, wodurch die Empfindlichkeit so weit 
getrieben werden kann, daß die Platten sogar für die sehr langen Wellen, 
wie sie von kochendem Wasser, also von einer Wärmequelle von 100 ° C, 
ausgehen, empfindlich werden. Für die feinere Aufnahme des Sonnenspek 
trums hat sich diese Methode aber nur bis zur Wellenlänge 1 (i benutzen lassen. 
Eine zweite Methode beruht auf der Phosphoreszenz und ist von Bec 
querel benutzt worden. Ein möglichst intensives Sonnenspektrum wird auf 
eine Schicht einer phosphoreszierenden Substanz projiziert; wird dann nach 
einiger Zeit das Spektrum plötzlich abgeblendet, so erscheint der ultrarote 
Teil desselben auf kurze Zeit in dem der Substanz eigentümlichen Lichte; 
die dunklen Linien sind als solche zu erkennen. Eine Beobachtung oder 
gar Messung ist bei dem sehr schnell verschwindenden phosphoreszieren 
den Spektrum sehr unsicher und schwierig; man kann jedoch die Erschei 
nung kontinuierlicher gestalten, wenn man auf den ultraroten Teil des zu 
beobachtenden Spektrums den ultravioletten Teil eines andern Spektrums 
projiziert, in welchem infolge weiter Spaltöffnung keine Linien mehr sicht 
bar sind. Es tritt dann die eigentümliche Erscheinung ein, daß die durch die 
ultraroten Strahlen erzeugte Phosphoreszenz durch die ultravioletten wieder 
aufgehoben wird, aber je nach der Stärke der vorangegangenen Bestrahlung 
verschieden. Infolgedessen erscheinen die Linien und Bänder des ultraroten 
Spektrums hell auf dunklem Grunde; die Wirkung ist zwar nur auf eine 
kleine Stelle des Spektrums beschränkt, durch Verschieben des ultravioletten 
Spektrums können aber alle Teile nacheinander zur Sichtbarkeit gebracht 
werden. Da das Spektrum projiziert werden muß, so gehen leider alle Fein 
heiten verloren, und nur die starken Linien oder Bänder werden sichtbar. 
Die dritte und beste Methode zur Untersuchung des ultraroten Spektrums 
beruht auf der Messung der Wärmestrahlung mit Hilfe des Bolometers. Durch 
Langley ist diese Methode, deren Auseinandersetzung bereits auf S. 72 er 
folgt ist, auf einen sehr hohen Grad der Vollkommenheit gebracht worden, 
wie die Reproduktion des LANGLEYSchen Bolometerspektrums (Abb. 97) auf 
das deutlichste lehrt. Daß die Kurve die relativen Energien des Sonnenspek 
trums wiedergibt, ist an der betr. Stelle erwähnt. Wie gewaltig das durch 
Langley erschlossene Spektralgebiet ist, lehrt der Vergleich mit der Aus 
dehnung des sichtbaren Spektrums (0.8 bis 0.4 fi) in Abb. 98. 
Wir wollen nun der Frage nach dem Ursprung der dunklen Linien im 
Sonnenspektrum näher treten. Wenige, flüchtige Beobachtungen mit einem 
kleinen Spektroskop genügen bereits, um mit Deutlichkeit zu erkennen, daß 
zwei verschiedene Ursprungsquellen vorhanden sein müssen. Während die 
Mehrzahl der Linien, von Grün bis Violett überhaupt alle Linien, stets von 
konstanter Stärke und Dunkelheit ist, zeigt sich bei vielen Linien im Rot, 
Orange und Gelb ein sehr starker Wechsel des Aussehens, der von der Höhe 
der Sonne über dem Horizont und von meteorologischen Bedingungen in