LULU 
  
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Morse Raetia 
  
Astrospectroskopie. 399 
noch weitere Metalloide oder deren Verbindungen sehr wohl auf der Sonne 
vorhanden sein, auch ohne ihre Anwesenheit im Spectrum anzuzeigen, denn 
wenn man in einem glühenden Gasgemenge neben Metalldámpfen auch solche 
anderer Stoffe hat, so überdecken meistens die Metallspectren die der anderen 
Körper vollständig. 
Es ist oben gelegentlich der Besprechung der 'HoLLON'schen Darstellung 
des Sonnenspectrums bereits der sogen. atmosphärischen Linien Erwáhnung 
geschehen, d. h. derjenigen Linien im Sonnenspectrum, die dem Durchgang der 
Sonnenstrahlen durch die Erdatmosphüre ihr Dasein verdanken; dieselben sind 
also mehr oder weniger dunkle Absorptionslinien und -streifen. Da dieselben 
um so intensiver auftreten werden, je länger der vom Licht in der Erdatmosphäre 
durchlaufene Weg ist, so hat man ein sehr bequemes Mittel, diese atmosphärischen 
Linien von denen der Sonne eigenthümlichen zu unterscheiden, durch die Beob- 
achtung des Sonnenspectrums bei hohem und tiefem Sonnenstand, denn. in 
ersterem Falle werden die atmosphárischen Linien sehr blass, ja theilweise un- 
sichtbar sein, in letzterem deutlich hervortreten, wáhrend die Metalllinien der 
Sonne ihre Intensität nicht ändern. Ein anderes sehr sinnreiches Verfahren 
zur Erkennung dieser Linien hat CogNu angewendet, indem er nümlich die das 
Sonnenbild auf den Spalt werfende Concentrationslinse ziemlich rasch parallel 
zur Spaltebene aber in einer zur Lángsausdehnung des Spaltes senkrechten 
Richtung hin und her bewegt, sodass bald der östliche bald der westliche 
Sonnenrand auf den Spalt fällt. Da sich die lichtaussendenden Theile des einen 
Randes durch die Sonnenrotation auf den Beobachter zu bewegen, die des 
anderen sich gerade so schnell von ihm entfernen, so folgt nach dem später zu 
besprechenden Do»PLzn'schen Princip, dass dadurch die der Sonne eigenthümlichen 
Linien sich bald nach rechts, bald nach links bewegen werden, während die 
atmosphärischen Linien ihre Lage unveränderlich beibehalten. Freilich bietet 
dieses sinnreiche Unterscheidungsmittel in der Praxis insofern Schwierigkeiten, 
als die Linienverschiebungen ausserordentlich gering und daher schwierig wahr- 
zunehmen sind. 
Was nun die durch die Erdatmosphüre hervorgerufene Absorption betrifft, 
so ist bereits oben erwühnt, dass durch dieselbe ungefáhr bei 290 pp. das 
Spectrum plótzlich abbricht, aber diese allgemeine Absorption beginnt schon im 
Blau und nimmt bis zu jener Grenze stetig zu. Im übrigen Theil des Spectrums 
äussert sie sich durch das Auftreten einzelner feiner Linien, grosserer Linien- 
gruppen und breiterer mehr oder weniger verwaschener Streifen und Banden. 
Um die Untersuchung dieser Einzelheiten haben sich besonders ANGSTRÓM, 
H. C. VoGEL, Mc CLEAN, THOLLON, JANSSEN, EGOROFF, CORNU und G. MULLER 
verdient gemacht. Am meisten haben drei Gruppen a, 4 und B das Interesse 
in Anspruch genommen, da sie unter einander eine sehr áhnliche Structur zeigen, 
indem jede derselben aus einer breiten aus vielen Linien gebildeten Bande und 
einer Anzahl fast gleich weiter Doppellinien besteht. CoRNu hat nachgewiesen, 
dass die Abstünde dieser letzteren von « nach 2 zu 4 hin fast genau im Verhéltniss 
der entsprechenden Wellenlàngen abnehmen. Dass diese drei Gruppen ihr 
Dasein dem Sauerstoff in der Luft verdanken, dürfte heute kaum noch zu 
bezweifeln sein. Dagegen erscheint die Intensität einer Gruppe atmosphüárischer 
Linien bei D von der Menge des Wasserdampfes in der Luft bedingt, und 
ComNU hat gezeigt, dass die Quantität desselben, sobald eine dieser tellurischen 
Linien zu verschiedenen Zeiten gleich dunkel erscheint, dem Cosinus der Zenith- 
distanz der Sonne proportional ist. Auf diese Weise könnte man aus der In-