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A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
sondern daß die Gesetze in Wirklichkeit vielleicht sehr kompliziert oder 
mathematisch gar nicht einfach ausdrückbar sind, daß aber für unsere Kennt 
nisse und vor allem für unsere Genauigkeitsforderungen die einfache Dar 
stellung genügt. Es konnte danach auch für die J-Funktion angenommen 
werden, daß sie sich bei allen Körpern mit der Wellenlänge in einem ein 
fachen kontinuierlichen Verlaufe ändert. 
Ganz anders verhält es sich mit glühenden Gasen, deren Lichtemission 
ja auch in ganz anderer Weise zustande kommt als bei den festen und 
flüssigen Körpern. Den Gasen kommt die interessante physikalische Eigen 
schaft zu, daß ihr Emissionsvermögen für die meisten Wellenlängen auch 
bei sehr hohen Temperaturen Null oder nahe Null ist und nur für ganz ver 
einzelte Wellenlängen einen merklichen Wert hat. Ihr Spektrum ist also 
auf seinem weitaus größten Teil dunkel und leuchtet nur an Stellen be 
stimmter Wellenlängen als helle Linie auf. 
Wollten wir die Emission eines Gases als Funktion der Wellenlänge 
graphisch darstellen, so würden wir meist eine recht komplizierte Kurve 
erhalten. Das Verhältnis J von Emissionsvermögen zu Absorptionsvermögen 
oder die KiRCHHOFFSche Funktion soll aber eine sehr einfache Funktion 
der Wellenlänge sein. Beides ist miteinander nur dann zu vereinigen, 
wenn auch A, das Absorptionsvermögen, dieselbe komplizierte Funktion 
von der Wellenlänge ist wie E, wenn also A genau dieselben Maxima wie 
E besitzt. Dieses merkwürdige Verhalten von Emission und Absorption gibt 
nun den Schlüssel zur Identität der hellen und dunklen Linien. Emission 
und Absorption sind zwei genau konträre Begriffe. Ist die Emission bei 
einem Gase für eine bestimmte Wellenlänge ein Maximum, so daß im Spek 
trum eine helle Linie aufleuchtet, so liegt auch bei der Absorption, die ent 
steht, wenn Licht durch das Gas hindurchgeht, für dieselbe Wellenlänge ein 
Maximum vor, d. h. in dem durch das hindurchgehende Licht erzeugten 
hellen Spektrum muß hier eine Lichtlücke, eine dunkle Linie, sein. Damit 
haben wir den Kernpunkt der Spektralanalyse erfaßt. Wenn in dem Spek 
trum eines fernen Himmelskörpers an einer Stelle, an der wir im Laboratorium 
eine helle Linie im glühenden Gase finden, eine dunkle Linie auftritt, so 
muß auf diesem Himmelskörper eine Schicht desselben glühenden Gases 
vorhanden sein, durch die das ausgesandte Licht hindurchgeht und dabei 
teilweise absorbiert wird. 
Aus dem KiRCHHOFFSchen Satze folgt noch eine Tatsache, die zur Defi 
nition des sog. schwarzen Körpers in Beziehung steht. Diese Definition be 
sagt, daß ein absolut schwarzer Körper ein solcher ist, bei dem alle Strah 
lung vollständig absorbiert wird, d. h. bei dem für alle Wellenlängen und 
alle Temperaturen A gleich 1 ist. Aus dem KiRCHHOFFSchen Satze ergibt 
sich für diesen Fall E = J, d. h. das Emissionsgesetz des schwarzen Körpers 
ist gleich der J-Funktion. 
Absolut schwarze Körper gibt es in der Natur nicht, wohl aber lassen 
sie sich künstlich sehr genähert herstellen, und zwar ebenfalls wieder auf 
Grund des KiRCHHOFFSchen Satzes. Kirchhoff hat bereits angegeben, daß 
in jedem Hohlraume, dessen Hülle für Strahlung undurchlässig ist und über 
all gleiche Temperatur besitzt, die Strahlung des schwarzen Körpers von 
der Hüllentemperatur herrscht. Hat die Hülle eine kleine Öffnung, so tritt