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b. Absorption durch Gase. 
Wie bei der Emission des Lichts, so nehmen auch bei der Absorpt. die Gase 
und Dämpfe eine andere Stellung ein, als die festen und flüssigen Körper. Brewster 
liess zuerst 1834 Dicht durch salpetrige Säure gehen und fand ein Absorptions- 
Spektrum, welches von zahllosen dunkeln Linien durchfurcht war. Dann erhielt 
Miller das Spektrum von Jod und Brom, Gernez von Schwefel, Selen, Tellur; 
und heute kennen wir die Absorptions-Spektra von fast allen Elem., indem man 
dieselben bei den höchsten Temperat., im elektr. Kohlenbogen, in Dampf verwandelt 
hat. Alle diese Spektra unterscheiden sich von denen der festen und flüssigen 
Körper dadurch, dass die Absorpt. sich auf einzelne Wellenlängen beschränkt, also 
statt der breiten verwaschenen Bänder der Flüssigkeiten scharf begrenzte Linien 
oder Bänder auftreten. Eine ungeahnte Wichtigkeit erhielten diese Absorptions- 
Spektra durch die Entdeckung ihres gesetzmässigen Zusammenhangs mit den 
Emissions-Spektra der betr. Substanzen. Dies Gesetz, welches schon von 
Angström, Foucault, Stokes geahnt, aber erst von Kirchhoff 1861 richtig 
ausgesprochen und bewiesen wurde und unter dem Namen des Kirchhoff’schen 
Gesetzes bekannt ist, erweiterte mit einem Male das Gebiet der Spektral-Analyse 
von den irdischen Substanzen zu den Himmelskörpern und wurde so wohl zu der 
wissenschaftlich wichtigsten Entdeckung dieses Jahrhunderts 
c. Das Kirchhoff’sche Gesetz. 
Dieses Gesetz lässt sich foleendermaassen aussprechen: 
Nennen wir die Intens. des auf einen gegebenen Körper von der 'Temperat. i 
fallenden homogenen Lichts J, den Theil, den der Körper davon absorbirt J', so 
J i 
nennt Kirchhoff den Quot. Mr A das Absorptions-Vermögen des Körpers 
für die betr. Farbe. Nennen wir ferner die Intens. des Lichts derselben Farbe, 
welches der Körper bei derselben Temperat. t aussendet, das Emissions-Ver- 
mögen Z, so ist für alle Körper bei derselben Temperat. das Verhältniss zwischen 
E ; 
EKmissions-Vermögen und Absorptions-Vermögen für die gleiche Farbe: De Konst., 
wo also die Konstante nur von der Temperat. und der Wellenlänge abhängt. 
Wir können über die Konstante noch nähern Aufschluss erlangen. Schwarz 
nennen wir solche Körper, die von auffallendem Lichte sehr wenig reflektiren oder 
durchlassen; wir können uns einen Körper denken, der alles auffallende Licht 
absorbirt und ihn als absolut schwarzen Körper bezeichnen. Für ihn ist für 
jede Farbe und Temperat.: J=J, A=1; bezeichnen wir für ihn E durch e, so 
silt: = Konst., also für alle Körper: : =e; L=eA, wo die 3 Grössen 
sich stets auf gleiche Farbe und gleiche Temperat. beziehen. 
Die Emission eines Körpers ist also proportional seiner Absorption bei der- 
selben Temperat., und der Proportionalitäts-Faktor ist e: das Emissions-Vermögen 
des absolut schwarzen Körpers. Einen solchen kennen wir zwar nicht: es wird 
sich ihm aber etwa Kohle sehr nähern. Bei niedriger Temperat. emittirt Kohle 
nur lange unsichtbare Wellen; für sichtbare Wellen ist daher hier e—=0. Je 
höher die T'emperat. steigt, für desto kürzere Wellen erhält e einen angebbaren 
Werth. Bei etwa 525° C. z. B. beginnt Kohle dunkelrothes Licht auszusenden: 
mit steigender Hitze treten die gelben, grünen, u. s. w. Strahlen hinzu. während 
die schon vorhandenen an Intens. zunehmen. Das Auftreten der kürzern Wellen 
und die Intens.- Zunahme finden aber sanz kontinuirl. statt: nirgends zeigen sich 
plötzliche Aenderungen. Für e als Funktion von 4 und t können wir also folgendes 
aussagen: e ist eine stetige Funktion von A und £: für jedes A ist bei niedriger 
Temperat. e wenig von 0 verschieden, erhält bei bestimmtem Werth von i einen 
angebbaren Werth, um dann mit ? zu wachsen; je kleiner /, desto grösser muss ? 
sein, damit e einen messbaren Werth erhält. 
Diese Eigenschaften von e genügen, um viele Erscheinungen zu erklären: 
Da für keinen existirenden Körper {=0, so folgt aus: E= et, dass E=0, so 
lange e=0; sobald aber die 'Temperat. so hoch ist, dass e von 0 verschieden, 
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