396 Astrospectroskopie. 
Um die früheren und die weniger umfassenden Arbeiten, die hier bisher 
nicht erwähnt sind, auch mit den Potsdamer Messungen vergleichen zu können, 
sind in der folgenden Tabelle die von den einzelnen Beobachtern gefundenen 
Wellenlàngen für bestimmte Linien (nach der FRAUNHOFER'scher Bezeichnung) 
in pp. ausgedrückt aufgeführt, wobei noch zu bemerken ist, dass EssELBACH 
seine Messungen auf die ersten noch ungenauen Werthe, die FRAUNHOFER für 
die C- und H-Linie gefunden hatte, bezog, während BERNARD und MASCART die 
FRAUNHOFER'sche Zahl für die D-Linie zu Grunde legten. 
  
  
  
Ber FRAUN- | ESSEL- | STE- | BER- | MAS- | MENDEN- Dır- Y. D. 
nung der is . Potsdam 
= HOFER | BACH | FAN | NARD | CART HALL SCHEINER | WILLIGEN 
Linien 
B 6874 | 6872) 686-5| 686:66 | 686:682 68741 687-132 | 686-853 
C 655-6 | 6364 | 655-8| 655-7| 65607 | 656-162 | 65623 | 656:557 | 656314 
D, | ; | ; | | 589:43 | 589-478 | 589-74 | 589:844 | 589:625 
: 8 ‘4 ; 588-8 
Le sos 588-8 | 588-868 | 589-10 | 589-230 | 589-080 
Æ 5265 | 5260| 5253 5266) 526-79 | 526-913 | 527-13 | 527-203 | 527-017 
F 485:6| 484-5 | 48433| 485'8| 485-98 | 486:016 | 486:22 | 486-400 | 486-160 
G 429:6 | 4287| 4302| 430:5| 48076 | 4307719 | 43112 | 431-137 | 430-828 
HA, 396-3 | 3929 3961, 39612 39689 | 397-146 | 396-875 
a 3983-53 | 393-872 | 393-379 
  
  
  
  
  
  
  
  
  
Wie weit sich nun das Sonnenspectrum in das Ultraviolett und das Ultraroth 
hineinerstreckt, ist schwer zu sagen. Die Beobachtung des ultravioletten Theiles 
des Spectrums bietet keine Schwierigkeit, wenn man statt des für ultraviolette 
Strahlen sehr undurchlässigen Glases Bergkrystall oder Kalkspath oder nur die 
Reflexion an Metallspiegeln und -Gittern verwendet, da man dann die ultra- 
violetten Strahlen sehr gut und scharf photographiren kann. Aber trotzdem 
lässt sich das Sonnenspectrum nicht beliebig weit ins Ultraviolett hinein verfolgen, 
da hier die Durchlässigkeit der Erdatmosphäre eine Grenze setzt. Nach den 
Untersuchungen von CorNU kann man bei günstigstem Sonnenstande nur noch 
Strahlen von der Wellenlänge 293 ww erhalten, während HUuUGGIns durch Beob- 
achtungen an a Lyrae diese Grenze bei 297 pp fand. Da nun a Lyrae muth- 
maasslich eine höhere Temperatur wie die Sonne hat, und ausserdem die Grenze 
eines Spectrums desto weiter ins Ultraviolett hineinrückt, je heisser der licht- 
ausstrahlende Körper ist, so lehrt die Uebereinstimmung dieser beiden Werthe, 
dass an dem plötzlichen Aufhören des ultravioletten Spectrums an dieser Stelle 
die Absorption in der Erdatmosphäre schuld ist. Auch dass es die eigentlichen 
Bestandtheile der Luft und nicht etwa die in ihr suspendirten Wasser- und Staub- 
theilchen sind, welche diese Absorption bewirken, hat ConNu dadurch gezeigt, 
dass er die Uebereinstimmung der barometrischen Formel mit der Vertheilung 
der absorbirenden Masse nachwies. Die Absorption in der Erdatmospháre macht 
es unmöglich, aus der Beobachtung des ultravioletten Sonnenspectrums einen 
Schluss auf die obere Grenze der Sonnentemperatur zu ziehen. :Von den 
zahlreichen Untersuchungen des ultravioletten Theiles des Sonnenspectrums seien 
hier die Zeichnungen von H. DnaprER und RUTHERFURD wegen ihrer sehr zahl- 
reichen Linien und der Schárfe der Darstellung, sowie die Arbeit von CORNU 
als die beste genannt; letzterer hat 36 Normallinien im ultravioletten Theil nach 
dem ANGsrRÓM'schen System bestimmt und dazwischen die übrigen Linien ein- 
getragen, leider ohne ein Verzeichniss ihrer Wellenlängen zu geben.