18 Handwörterbuch der Chemie.
des Gases für mittleres weisses Licht für die Strahlen C, E, G des Sonnen-
spectrums folgendermaassen berechnet hatte: N = 1:000137, Nc — 1:000199,
N, — 0:000140, Ng — 0:000153 (157).
Das Spectrum des Wasserstofts ist seit. den so grossen Fortschritten der
Spectralanalyse der Gegeustand fortgesetzter Untersuchungen gewesen. Zuerst
waren in demselben 4 helle Linien, darunter zwei besonders helle, eine rothe
und eine grünlich-blaue, bekannt, deren Wellenlüngen nach ANGSTROM in
10000000000 M. ausgedrückt folgende sind:
H, (roth) 6562
Hg (grünblau) 4861
H, (blauviolett) — 4340
Hs (violett) = 4101.
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Diese Linien fallen mit den dunklen FnRAuNHOrER'schen Linien C, F, G
und h des Sonnenspectrums zusammen.
LockKvER (158) wies dann mit Hilfe einer neuen Methode der Spectral-
beobachtung eine ganze Reihe anderer Linien, darunter auch eine im Calcium-
spectrum mit der Wellenlänge \ = 3968 nach.
HucGGINS (159) photographirte das Spectrum der Wasserstoffflamme und
gab eine tabellarische Zusammenstellung der Wellenlängen der hauptsächlichsten
Linien (sie liegen zwischen 3062 und 3276). VocEL fand ausser einer grossen
Anzahl anderer im Violett und Ultraviolett befindlichen Linien eine 5. Haupt-
linie. In Gemeinschaft mit PAALZOW (160) photographirte er wiederholt das
Spectrum des elektrolytisch entwickelten chemisch reinen Wasserstoffs. Er
beobachtete dabei das Auftreten einer besonders hellen Linie, die mit FRAUN-
HOFER's H, zusammenfiel und gewóhnlich mit der Linie Hu dem Calcium zu-
geschrieben wurde. IOCKYER (161) hatte die Thatsache, dass von den beiden
H-Linien des Sonnenspectrums die Spectren des Sirius und der Vega nur die
erstere zeigen, durch eine bei der hohen Temperatur dieser Fixsterne eintretende
Dissociation des Calciums erklärt. VOGEL schrieb aber die isolirt gesehene
H,-Linie nicht dem Calcium, sondern dem Wasserstoff zu. Gestützt wurde
diese Ansicht dadurch, dass gerade die Wasserstofflinien in den Spectren der
beiden Sterne ausgezeichnet entwickelt sind, dass ferner ein grosser Theil der
von Huceins im Violett und Ultraviolett photographirten Linien (s. o.)
dieser Sterne bezüglich ihrer Wellenláàngen mit seinen neuen Wasserstofflinien
vollständig übereinstimmen.
Messungen der Intensität der Wasserstoff-Spectrallinien rühren von LAGARDE
(162) her. Aut photographischem Wege bestimmte er die Grösse der relativen
Intensität der charakteristischen Linien des Wasserstoffs im Roth, Blau und
Violett. Es zeigte sich, dass innerhalb der Versuchsgrenzen (0'2 bis 2 Millim.
Druck) die relative Intensitát L einer Linie bei constantem Druck durch die
Formel L — Ka 6-» dargestellt wird, in welcher i die Intensitát der Entladung,
a eine mit dem Druck und der Wellenlänge der Linien veränderliche Grösse
bedeutet. Vergl. WIEDEMANN, Ann. chim. phys. (6, 7, 143).
SmyTH beobachtete im Wasserstoffspectrum der Vacuumróhre bei niederer
Temperatur 300—400 Linien, deren stárkere mit Intensität und Wellenlänge in
der folgenden Tabelle zusammenstellt sind. (Die tett gedruckten Zahlen be-
zeichnen die bekannten Hauptlinien des Wasserstofts).
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