IV. Die Himmelsphotographie 135 
Abb. 97. Bolometerkurve des ultraroten Sonnenspektrums (nach Langley). 
Kenntnis des ultraroten Teiles des Sonnenspektrums und besonders der 
daselbst vorhandenen überaus starken Absorptionen der Erdatmosphäre 
geworden. Abb. 97 gibt eine verkleinerte Reproduktion des LANGLEYSchen 
ultraroten Spektrums von der Wellenlänge 4.0 fi bis 0.75 fi. Die Zacken 
der Kurve, die in dem kleinen Maßstabe nur schematisch wiedergegeben 
sind, deuten die Lage der Absorptionslinien an, da an der Stelle einer jeden 
dunklen Linie eine mehr oder weniger starke Abnahme der Strahlungsinten 
sität stattfindet. Die Tiefe der Kurveneinbiegung gibt ein Maß für die Stärke 
der Linien. Die größeren Einsenkungen der Strahlungskurve, die stellen 
weise bis zur Intensität Null heruntergehen, kommen sämtlich durch die Ab 
sorption der Kohlensäure und des Wasserdampfes zustande. Es sind dies 
besonders die mächtigen und breiten Bänder bei den Wellenlängen 0.9 ¿ 1 , 
1.1 u, 1.4 fi, 1.8 fi und 2.6 fi. Der sichtbare Teil des Spektrums von 0 . 8 ^ bis 
0.4 fi ist nur durch die FRAUNHOFERSche Linie A (0.76 fi) vertreten; seine 
Ausdehnung beträgt nur V 10 der Gesamtlänge des LANGLEYSchen Spektrums. 
Der Maßstab der Wellenlängen ist übrigens in der Abbildung ein sehr un 
gleichförmiger, entsprechend der komplizierten Dispersion des Steinsalzes, 
aus dem das Prisma des Spektrobolometers bestand; der Teil von 1.4 fi bis 
0.8 u nimmt z. B. über die Hälfte des ganzen Spektrums ein. In Abb. 98 ist 
die Kurve für den idealen Energieverlauf des Sonnenspektrums umgezeichnet. 
IV. Die Himmelsphotographie. 
Ohne Zweifel kann die Himmelsphotographie nicht als ein selbständiger 
Zweig der Astrophysik betrachtet werden, wie etwa die Spektralanalyse oder 
die Photometrie. Sie ist nur eine Hilfswissenschaft, die auf allen Gebieten, 
auch in der reinen Astronomie, von epochemachender Bedeutung geworden