II. Die Spektralanalyse 
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eine Temperaturerhöhung des absorbierenden Körpers verursacht. Als ein 
solcher, fast vollständig absorbierender Körper ist der berußte Bolometer 
streifen aufzufassen, dessen Temperaturerhöhung gemessen wird. Da aber 
die Strahlung ihrem Wesen nach Energie ist, so gibt die Temperaturerhöhung 
des Streifens an sich kein brauchbares Maß für die Strahlung ab und muß 
in ein anderes Maß umgerechnet werden. Als solches hat man die Sekunden- 
Gramm-Kalorie eingeführt. Die Gramm-Kalorie ist diejenige Wärmemenge, 
die erforderlich ist, um ein Gramm Wasser von 0° auf 1° zu bringen. Um 
damit einen Energiestrom auszudrücken, muß eine bestimmte Flächeneinheit 
zugrunde gelegt werden, auf die der Energiestrom trifft — das ist das Qua 
dratzentimeter — und eine gewisse Zeit, während welcher er wirkt — das 
ist die Sekunde. 
Die durch das Bolometer gemessene Energiemenge wird also in Sekunden- 
Gramm-Kalorien ausgedrückt und besagt, wieviel Gramm Wasser von der 
Temperatur 0° durch die auf 1 Quadratzentimeter während einer Sekunde 
auftreffende Strahlung auf die Temperatur 1° gebracht werden. Die Kirch- 
HOFFSche Funktion müssen wir uns daher immer in dieser Strahlungseinheit 
ausgedrückt vorstellen, auch wenn dies nicht ausdrücklich angegeben ist. 
Das Ergebnis der langjährigen Bemühungen nach der Form der Kirch- 
hoff sehen Funktion ist das von Planck 1900 aufgestellte Strahlungsgesetz, 
eine Formel, bei der wir mit J die Strahlungsenergie des absolut schwarzen 
Körpers, mit X die Wellenlänge und mit t die absolute Temperatur des strah 
lenden Körpers bezeichnen q 
J== V(e-1) • 
C 
wobei E=e ?t . 
Hierin ist e = 2.71828 die Basis der natürlichen Logarithmen, C eine 
Konstante, die von der bestimmten experimentellen Aufgabe abhängt, c da 
gegen die sehr wichtige Strahlungskonstante, deren bester Wert experimen 
tell zu 14300 ermittelt worden ist. 
Zunächst lassen sich aus der obigen Gleichung einige Gesetze für ganz 
spezielle Fälle ableiten, die für die Astrophysik von der größten Bedeutung 
sind und teilweise schon früher bekannt waren. Durch eine Integration von 
l = 0 bis A = oo erhält man z. B. einen Ausdruck für die Gesamtstrahlung, 
die von einem strahlenden schwarzen Körper von der Temperatur t aus 
geht, also dasjenige, was man direkt messen kann, ohne vorherige spektrale 
Zerlegung der Strahlung. Diese Gesamtstrahlung bleibt nur noch von t ab 
hängig; bezeichnet man sie mit J, so resultiert das äußerst einfache Gesetz 
1]J = Ö' t\ 
das bereits 1879 von Stefan gefunden und durch Boltzmann kurze Zeit 
später aus den Gesetzen der elektromagnetischen Licht- und der mechanischen 
Wärmetheorie abgeleitet worden ist. In Worten ausgedrückt, besagt das 
Stefan-Boltzmann sehe Gesetz, daß die Gesamstrahlung des schwarzen Kör 
pers mit der vierten Potenz seiner absoluten Temperatur wächst. Bei der 
Steigerung der Temperatur um das Doppelte ist also die resultierende Ge 
samtstrahlung um das 16 fache gestiegen, beim 10 fachen Betrage der Tem-