400 Astrospectroskopie. 
tensitit dieser Linien die relative Feuchtigkeit der Luft jeder Zeit, wenn die 
Sonne scheint, bestimmen, ja sogar durch gleichzeitige Beobachtungen in ver- 
schiedenen Höhen über der Erdoberfläche und an dieser selbst eine Ansicht 
von dem jeweiligen absoluten Wasserdampfgehalt der Luft erlangen. Der Kohlen- 
säuregehalt der Luft scheint sich hauptsächlich durch starke Absorptionsbanden 
im Ultraroth zu äussern, wo übrigens auch der Wasserdampf eine ziemlich starke 
allgemeine Absorption bewirkt, während die reine Luft hier wohl keinerlei ab- 
sorbirenden Einfluss mehr üben dürfte, Die Intensität der durch den Wasser- 
dampf hervorgerufenen Linien nimmt im Allgemeinen proportional der Länge 
des vom Licht in der Erdatmosphäre durchlaufenen Weges zu, während 
z. B. die dem Sauerstoff zugehórende a-Gruppe auch bei hohem Sonnenstande 
noch im Wesentlichen gut sichtbar ist, was darauf hindeuten würde, dass in den 
hóheren Luftschichten der Sauerstoffgehalt verháültnissmássig weniger stark ab- 
nimmt als die Menge des Wasserdampfes. 
Indem wir damit die Besprechung des Sonnenspectrums im Allgemeinen 
abschliessen, müssen wir noch einen Blick auf die von einzelnen Theilen der 
Sonne ausgesendeten Spectren werfen. Als solche Theile haben wir zu unter- 
scheiden den eigentlichen Licht- und Wármespender, die sogen. Photospháre 
der Sonne, welche diese gleichmässig überdeckt und deren scheinbare Begrenzung 
bildet. Sie sendet das continuirliche Spectrum aus, welches entweder festen oder 
flüssigen glühenden kleinsten Theilchen, die man sich in der gasförmigen Photo- 
sphäre, etwa so wie in jeder Flamme enthalten denken muss, oder aber den in 
dieser Schicht unter hohem Druck stehenden Gasen seinen Ursprung verdankt, 
denn es ist experimentell nachgewiesen, dass ein aus hellen Linien bestehendes 
Gasspectrum bei genügend hohem Druck in ein continuirliches übergeht. Will 
man die letztere Entstehungsform für das continuirliche Sonnenspectrum gelten 
lassen, so ist nicht recht ersichtlich, wie man sich die über der Photosphäre 
liegende Gasschicht zu erklüren hat, die man nach dem Sonnenspectrum anzu- 
nehmen gezwungen ist. Diese Gasschicht würde gleichsam in continuirlichem 
Uebergange aus der Photosphüre heraus sich entwickeln, so zu sagen deren 
oberste etwas abgekühlte Decke bilden, die in ihr enthaltenen kühleren Gase 
bewirken die als FRAuNHOrER'sche Linien auftretende Absorption. Diese letzteren 
dürften aber kaum so scharf sein, wie sie wirklich sind, wenn das continuirliche 
Spectrum wirklich nur durch hohen Druck der Gase in der Photospháre erzeugt 
wäre. Dieser Einwand lässt sich jedoch dadurch wieder beseitigen, dass man 
annimmt, dass das Licht aus viel tieferen Schichten der Sonne kommt, und dass 
eine allmáhliche Abnahme des Druckes und der Dichte nach aussen zu erfolgt, 
sodass also eine eigentliche Photospháre nicht anzunehmen wáre. Es lässt sich 
nachweisen, dass auch dann noch ein scheinbarer Sonnenrand zu stande kommt, 
ausserhalb dessen man jene umkehrende oder absorbirende Schicht von 
Gasen annehmen muss. Ueber dieser erhebt sich eine solche von im Wesent- 
lichen reinem Wasserstoff, welche durch ihre bei totalen Sonnenfinsternissen 
sichtbare róthliche Farbe die Bezeichnung Chromosphüáre erhalten hat; in 
dieser tritt stellenweise ein explosionsartiges Emporschiessen des Wasserstoffes 
ein, welches die sogen. Protuberanzen erzeugt. Ausserhalb der Chromosphäre 
erstreckt sich weit in den Weltenraum hinein die eigentliche Atmosphäre der 
Sonne die nur bei totalen Sonnenfinsternissen wahrnehmbare Corona der Sonne. 
Ausserdem zeigen sich auf der Sonne dunkle Flecke und helle wulstartige 
Erhebungen, die man Fackeln nennt; in welcher Schicht diese enthalten sind 
und wie sie zu Stande kommen, ist bisher noch nicht völlig erklärt, doch dürfte