476 Spektrum (Spektralanalyse). 
muß die Stelle dunkler erscheinen; wäre 
dagegen das Gaslicht intensiver als das 
durch Absorption verschwundene, so würde 
die betreffende Stelle trotz der Absorption 
hell erscheinen. Da nun die Körper nur 
infolge der Temperatur, bis zu welcher sie 
erhitzt sind, Strahlen aussenden, so folgt 
noch, daß die Lichtquelle eines kontinuier 
lichen Spektrums, welche das S. eines 
leuchtenden Gases umkehrt, wenn sie ein 
glühender Körper ist, eine höhere Tempe 
ratur haben muß als das Gas. 
Ein solches Absorptionsspektrum zeigt 
uns unter anderm die Sonne. Die dunkeln 
Linien, welche dasselbe durchsetzen, wurden 
zuerst von dem englischen Physiker W o l l a - 
ston 1802 entdeckt und nachher (1814) von 
Fraunhofer genauer studiert, nach dem 
man sie die Fraunhoferschen Linien nennt. 
Die deutlichsten derselben werden mit den 
Buchstaben A (im äußersten Not) bis H 
(im Violett) bezeichnet. In neuerer Zeit 
hat man übrigens das Sonnenspektrum 
noch über das Violett hinaus verfolgt, in- 
deni mau Linsen und Prismen aus Quarz 
in Anwendung gebracht hat, und auch in 
dein ultravioletten Teil sind zahlreiche Ab 
sorptionslinien konstatiert worden. 
Aus der Lage dieser Absorptionslinien 
kann man nun einen Schluß machen auf 
die Elemente in der Sonnenatmosphäre, 
denen sie ihre Entstehung verdanken. Zu 
dem Zweck vergleicht man das Sonnen- 
spcktrum mit den Spektren irdischer Ele 
mente; GasekommendabeiinGeißlerschen 
Röhren zur Verwendung, Metalle bringt 
mail entweder (als Salze) in Gasflam 
men und verdampft sie dort, oder man ver 
wendet sie als Elektroden in Geißlerschen 
Röhren, worauf beim Durchgang des elek 
trischen Stroms die Linien ihrer Dämpfe 
mit denen des zur Füllung benutzten Ga 
ses erscheinen. Auf solche Weise hat man 
z. B. gefunden, daß die beiden dunkeln 
Linien, welche die Fraunhofersche Linie D 
ausmachen, und die man mit D* und D a 
zu bezeichnen pflegt (1002,8 und 1006,8 
der Kirchhossschen Skala, Wellenlänge 
b89,5Und 588,9 Milliontelmillimeter),dem 
Natrium angehören, die Linien O, F, h und 
eine nahe bei6- gelegene (2764,7 Kirchhofs) 
dem Wasserstoff rc. Auf solche Weise ist es 
geluilgen, eine Menge irdischer Elenlente 
in der Sonnenatmosphäre nachzuweisen; 
doch sind noch keüleswegs für alle uns be 
kannten dunkeln Linien deö Sonnenspek- 
trnms, deren Zahl infolge der neuesten 
Beobachtungen außerordentlich gewachsen 
ist, die entsprechenden Elemente nachge 
wiesen. Dasselbe gilt auch von Absorp- 
tionslinieu in den Spektren andrer Sterne. 
Manche Absorptionslinicn im Sonnen 
spektrum verdanken dem Wasserdampf der 
Erdatmosphäre ihre Entstehung. Viele sol 
cher Linien und Liniengruppen werden für 
gewöhnlich nicht bei hohem Sonnenstand, 
sondern mn in der Nähe deö Horizonts 
beobachtet sowie auch bei Anwesenheit von 
viel Wasserdampf in der Luft. Da manche 
dieser Linien auch in dem S. des einen 
oder des andern Planeten auftreten, so 
ergibt sich die Anwesenheit von Wasser 
dampf in der Atmosphäre dieser Planeten. 
Daß die hellen Linien der Glasspektren 
unmittelbar einen Schluß auf die Natur 
des glühenden Gases gestatten, ist klar; 
doch ist die Erkennung dieser Natur nicht 
so einfach, wie es nach dem bisher Er 
wähnten scheinen könnte. Die Anzahl und 
auch das Aussehen der Linien wird näm 
lich wesentlich beeinflußt durch die Tem 
peratur und die Dichte des Gases. Im 
allgemeinen wächst die Anzahl der Linien 
mit dem Druck, der auf dem Gas ruht. Zu 
den Schwierigkeiten, welche sich der Erken 
nung der chemischen Beschaffenheit derHim- 
melskörper aus ihren Spektrep entgegen 
stellen, kommt noch der weitere Umstand, 
daß auch Linien- und Absorptionsspektren 
zusammen vorkommen können. Denn es 
können ganz wohl in der Atmosphäre eines 
glühenden festen oder flüssigen Weltkörpers 
glühende Gase von ungefähr gleicher Tem 
peratur wie dieser und daneben kühlere 
Partien vorhanden sein; erstere geben 
dann helle Linien, letztere ein Absorptions 
spektrum. Anderseits geschieht es freilich 
leicht, daß die leuchtenden Teile des Spek 
trums zwischen zarten dunkeln Linien für- 
helle Linien gehalten und auf ein glühendes 
Gas gedeutet werden; auf einem solchen 
Irrtum scheint (nach Vogel) die Beobach 
tung von D r e p e r zu beruhen, welcher helle 
Linien im Sonneuspektrum wahrzune-h-