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A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
Die Auffindung dieser theoretischen noch fehlenden Elemente im Labora 
torium kann wohl nur als eine Frage der Zeit bezeichnet werden. 
Spektra einiger Elemente. Bei der großen Anzahl von Elementen und 
den in ihren Spektren vorhandenen Linien müssen wir uns hier darauf be 
schränken, nur für einzelne derselben, die in der Astrophysik eine bedeuten 
dere Rolle spielen, eine kurze Charakteristik der Spektra, besonders in bezug 
auf die Serienanordnung der Linien, soweit dieselbe überhaupt bekannt ist, 
zu geben. Die Angabe des Aggregatzustandes bezieht sich auf die mittlere 
Laboratoriumstemperatur 15° bis 20° Celsius; als Einheit für die spezifischen 
Gewichte ist für feste und flüssige Körper dasjenige des Wassers gewählt, 
für gasförmige Körper dasjenige der atmosphärischen Luft bei dem Baro 
meterstände von 760 mm und 0 n Temperatur. Die vorangestellten Zahlen 
sind die Atomnummern. 
1. Wasserstoff (H). Atomgewicht 1; gasförmig; spez. Gewicht 0.07; 
Siedepunkt — 253°; Schmelzpunkt — 259°. Das Funkenspektrum enthält 
33 Linien von l 6565 bis l 3659 (Ha, Hß, Hy usw.). Über die einfachen Be 
ziehungen zwischen den Wellenlängen dieser Serie mit der Balmer sehen 
Formel und über die beiden weiteren Serien im Ultrarot und Ultraviolett ist 
bereits auf S. 77 ausführlich berichtet worden. Das Vorkommen des Wasser 
stoffs im Weltall ist so gut wie universell. Er ist nicht nur in allen Sternen 
und Nebelflecken, sondern auch in Meteoren, wahrscheinlich auch in Kometen 
und in den Atmosphären aller Planeten vorhanden. 
Ein gänzlich anderes Spektrum, das sogenannte zweite Spektrum des 
Wasserstoffs, tritt auf, wenn in Wasserstoffröhren keine Funken- sondern 
Glimmentladung stattfindet, also vornehmlich in weiten Röhren und ohne 
Einschaltung von Leidener Flaschen. 
Über das Vorkommen von Wasserstofflinien im Flammenspektrum hat 
längere Zeit hindurch Ungewißheit geherrscht. Die Frage ist wohl in be 
jahendem Sinne entschieden, obgleich über die Entstehungsbedingungen des 
Spektrums in den beobachteten Fällen (Knallgasgebläse, BESSEMERprozeß) 
noch nichts Bestimmtes ausgesagt werden kann. 
2. Helium (He). Atomgewicht 4; spez. Gewicht 0.14; Siedepunkt — 269°. 
Vom Helium sind über 100 Linien bekannt, von denen mehrere im äußersten 
Ultrarot (bis l 19096 und 20581) liegen und durch Stark, Paschen u. a. 
entdeckt worden sind. Die Heliumlinien haben sich in mehrere Serien ein- 
ordnen lassen, von denen zwei ein einfaches Gesetz befolgen (S. 78). Zu 
ihnen gehört die glänzende Z).-Linie, die in den Spektren des Sonnenran 
des, der WoLF-RAYETsterne und einiger Nebelflecken schon lange bekannt 
war, ehe das Helium selbst auf der Erde (1895) aus dem seltenen Mineral 
Cleveit hergestellt, dann sogar in der Erdatmosphäre nachgewiesen wurde. 
Auf der Sonne wie in den Gasnebeln usw. fast nur in Emissionsform vor 
kommend, charakterisiert das Helium durch seine Absorptiönslinien eine 
außerordentlich wichtige besondere Gruppe (Klasse O) von Milchstraßen 
sternen. 
6. Kohlenstoff (C). Atomgewicht 12; tritt in drei allotropen Zuständen 
auf und zwar 
a. als Diamant; fest; spez. Gewicht 3.5; Schmelzpunkt: bis jetzt nicht 
schmelzbar; Siedepunkt ?