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DIE
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DURCHACft UMüKARBEITETK UND 8EI1B VERMEHRTE AUFLAGE.
ZWEI BÄNDE UND ATLAS.
MIT ue» FIGUREN IN HOLZSCHNITT C7ND H PABBIOE.V TAFELN lU TEXT, t LITHOORAPIIIEN, 1 PHOTOORAPHIE, 1 FARBIGEN UND 19 KUPFEEDRUCKTAFELN
DI ATLAS.
BRAUNSCH\A^EIG.
DRUCK UND VERLAG VON GEORGE WESTERMANN.
1883.
DIE
SPE0TRALANALY8E
IN IHRER
ANWENDUNG AUF DIE STOFFE DER ERDE
UND DIK
NATUR DER HIMMELSKÖRPER.
GEMErNFARSLiril DARGESTELLT
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DRITTE
DUKCHAUS ÜMOEARBEITETE UND SEHR VERMEHRTE AtTFLAaE. .
IL BAND.
MIT 186 FIGUREN UND 8 FARBIGEN TAFELN IM TEXT.
BRAUNSCHWEIG.
DRUCK UND VERLAG VON GEORGE WESTERMANN.
1883.
Vvrfaitafr und Verleger behalten sich alle Rechte vor.
Inhal tsverzeichniss.
Erste Abtheilang.
Die SpeotralaaalyBe in ihrer Anwendung auf die Sonne.
Seite
1. Coincidenz der dunklen Fraunhofer'schen Linien mit hellen
Spectrallinien der irdischen Stoffe. — Die KirchhofiTscheu Tafeln 3
2. Kirchhoff*» Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne 16
3. Die atmosphärischen Linien im Sonneuspectrnm nach Brewster
und Gladstone 20
4. Die tellurischen Linien im Sonnenspectrnm nnd das Spectmm
des Wasserdampfes nach Janssen 24
5. Die tellnrischen Linien im Sonnenspectmm als Hülfsmittel der
Wetterprognose 32
6. Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche 41
7. Vermnthuugen über die Natur der Sonnenflecke auf Grund der
teleskopischen Beobachtungen 56
8. Die spectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke .... 63
9. Sonnenfinsternisse 76
10. Photographische Bilder der Sonnenfinstemiss 80
11. Die totale Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868 .... 96
12. Die totale Sonnenfinstemiss vom 7. August 1869 115
13. Die totalen Sonnenflnstemisse seit 1869 126
14. Das Spectmm und die Natur der Protuberanzen 129
15. Das Spectrum und die Natur der Corona 139
16. Das Telespectroskop und die Methode, das Spectrum der Pro-
tuberanzen bei Sonnenschein zu beobachten 149
17. Das Spectmm und die Natur der Chromosphäre 164
18. Methoden, die Protuberanzgebilde bei Sonnenschein zu beob-
achten. — Die Gestalt der Protuberanzen 181
19. Messung der Richtung und der Geschwindigkeit der Gasströine
auf der Sonne 208
20. Nachweis der Sonnenrotation mittels des Spectroskops . . . 221
21. Die Absorption der SonnenatmosphÜre für die Strahlen ver-
schiedener Brechbarkeit 229
VI Iu1iult{<rerzei('linit<f:.
Zweite Abtheilung.
Sternspectroskope und Anwendung der Spectralanalyse anf den Mond und die Planeten.
Seite
22. Sternspeciroskope 237
28. Die Spectra des Mondes und der Planeten '267
Dritte Abtheilung.
Anwendung der Spectralanalyse auf die Fixsterne.
24. Das äpectrnm der Fixsterne 281
25. Fixstern-Typen 284
2t>. Haggins' photographische Spectra der Fixsterne 296
27. Veränderliche Sterne 305
28. Neue oder temporäre Sterne 310
20. Einfluss der Bewegung der Sterue im Weltenraume auf ihr
Spectruni 321
Vierte Abtheiiang.
Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung der
Sternhaufen und Nebelflecke.
:tO. Spectra der Sternhaufen und Nebelflecke 385
Fünfte Abtheiiung.
Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung der Kometen und Sternschnuppen.
31. Die Kometen Sb9
32. Der Komet von Wells 1882 ;^
n\A. Photographie der Kometenspcctra 391
34. Die Sternschnuppen, Meteorschwärme, F'euerkugeln und ihre
Spectra 394
Sechste Abtheiiung.
Die Ergebnisse der spectroskopischen Untersuchung des Zodiakallicbts, des Nordlichts und des Blitzes.
35. Das Zodiakallicht 128
:^. Das Spectrum des Nordlichts 42ü
37. Das Spectrum der Blitze 440
Sachregister 447
Figurenverieichnips. Vil
Figurenverzeichniss.
Fi*:. Seit«
1. Coincidenz der Frannhofer^Bchen D-Linien mit den Natrinmlinien 5
2. Coincidenz der Frannhofer^schcn Linien mit den Linien des
Eisens nnd des Calciums 6
'^. Coincidenz des Eisenspectmms mit 65 Frannhofer'schen Linien 7 •1. Nachbildung einer Photojjraphie von H. Draper; oben das Sonnen-
spectmm, nuten das Sauerstoff- nnd Stickstoffspectmm ... 13
5. Brewster-Gladstone's Sonnenspectmm mit den atmosphärischen
Linien 22
6. Jan88en*8 Spectmm der Sonne im Meridian nnd im Horizont
(Erdlinien) 27
7. Spectmm des Sirius und der Sonne im Meridian und im Horizont 30
8. Die tellurischen Linien des Sonnenspectruros nach Angström 31 0. Die Begenbänder im Sonnenspectrum nach Piazzi Smyth . . 38
10. Die entwickelten Regenbandlinien des Sonnenspectmms. (Klein) 40
11. Schematische Darstellung der Lichtstrahlen 42
12. Helioskopisches Ocular 43
13. Gang der Lichtstrahlen im polarisirenden Helioskop .... 43
14. Polarisations-Helioskop 44
15. Femrohr mit Projectionsapparat zur Beobachtung der Sonno 45
16. Granulation der Sonnenoberfläche 46
17. Granulation der Sonnenoberfläche 47
18. Sonnenfleck am 30. Juli 1865 nach Secchi 48
19. Sonnenfleck am 30. Juli 1865 nach Secchi 50
20 und 21. Sonnenflecke mit radial gestreifter Penumbra und mit
Brücken im Kern 51
22. Fackeln in der Umgebung eines Flecks nach Chacoraac ... 52
23. Der grosse Sonnenfleck von 1865. (Vom 7. bis 16. October.) 55
24. Wie ein Fleck bei der Rotation der Sonne sein Aussehen verändert 50
25. Z)-Linien im Spectmm eines Sonnenflecks 64
26. Spectmm des Sonnenflecks vom 11. bis 13. April 1860 nach Secchi tiü
27. Erbreitemng der Z)-Linien im Spectmm des Sonnenflecks . . 67
28. Umkehr der /^-Linien nach Young 68
29. Browning's photographisches Teleskop 83
30. Gang der Lichtstrahlen im Teleskope 84
31. Ocular des photographischen Teleskops 85
32. Cassette des photographischen Teleskops 86
33. Totale Sonnenfinstemiss vom 18. Juli 186U. (Photographirt von
Warren de la Rue) 87
34. Browning's photographisches Universal-Aequatorial 88
35. Secchi's photographisches Ocular 90
36. Ocular mit photographischer Camera 91
37. Momentverschluss am Bothcamper Refractor 93
*^S. Zone der totalen Finstemiss vom 18. August 1868 zwischen
Aden und der Torres-Strasse 97
39. Totale Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868. (Beobachtung
zu Aden.) (I. Bild) 101
Vm FigarenTeneichniss.
Fig. Seite
40. Totale SonnenflnsterniM Tom 18. August 1868. (Aden.^ (IL Bild) 102
41. Totale SonnenflnsternisB vom 18. August 18(>8. (Aden.) (HI. Bild) 103
42. Yereinigmig der beobachteten Protnberanzen sn einem Ge-
sammtbilde 104
43. Tennant's photographische Anfbahmen zu einem Gesammtbilde
vereinigt. (Gnntoor, 18. August 1868) 105
44. Totale Sonnenfinstemiss rom 7. Angnst 1869 107
45. Totale Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868 m Mantawaloc-
K4W 110
46. Sonnenfinstemiss rom 18. Angnst 1868, beobachtet anf dem
Dampfer „Rangoon** 112
47. Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868, beobachtet in Wba-
Tonne ron Stephan 113
48. Sonnenfinstemiss Tom 18. Angnst 1868, beobachtet sn Manta-
waloc-K^W 114
49. Vereinigung der Protnberanzen £n einem Gesammtbilde. (Totale
Finstemiss rom 7. Angnst 1869) 119
50. Photographisches Bild der Corona (7. Angnst 1869) .... 122
51. Die Corona der Finstemiss vom 7. Angnst 1869 an Des Moines 123
52. Gonld's Zeichnung der Corona Tom 7. Aug. 1869 (4 Uhr 58 Min.) 124
53. Gould's Zeichnung der Corona vom 7. Aug. 1869 (5 Uhr 0 Min.) 125
54. Die Sonnencorona am 12. December 1871 127
55. Die Sonnencorona am 29. Juli 1878, nach einer Photographie
von Henry Draper 128
56. Verschiedene Spectra der Protnberanzen 130
57. Telespectroskop von Yonng 134
58. Spectmm der Protnberanzen 135
59. Young's Beobachtung des Protnberanzen-Spectmms .... 136
60. Die Coronalinie 1474 K. und Umgebung nach Young . . . 141
61. Zeichnung einer Protuberanz vermittels einer ihrer Spectrallinien 152
62. J. Norman Lockyer (Porträt) an seinem Telespectroskope . . 154
63. Lockyer*8 Telespectroskop constmirt von J. Browning . . . 155
64. Methode der Protnberanzbeobachtnng 157
65. Einfaches und zusammengesetztes Spectroskop von S. Merz . 150
66. Bredichin's Fernrohr mit Protuberanzspectroskop 162
67. Browning's einfaches Protuberanzspectroskop 163
68. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der Chromosphäre
(oben) in der Nähe der C-Linie 165
69. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der ChromoKphäre
(oben) in der Nähe der Z>-Linie 166
70. Das Spectmm der Sonnenscheibe (unten) und der ChromoRphäre
(oben) in der Nähe der F-Linie 167
71. Umgebung der /^-Linien nach Vogel 169
72. Deckung der dunklen C-Linie mit Ha 173
73. Theilweise Deckung der dunklen Linien F mit h/Ü .... 174
74. Veränderung der Linie Hß nach Lockyer 176
75. Veränderung der Linie f/ß nach Young 177
76. Umkehmngen der C- und f'-Linien 178
77. Chromosphäre und Protuberanzen nach Seccbi 180
78. Spaltvorrichtung am Spectroskop 186
79. Sonnen-Protnberanzen, beobachtet von Zöllner 187
Fignrenverzeichniss. IX
Fig. Seite
80. Anordnung des Diffractionsspectroskops 188
81. Yonng's Diihractionflspectroskop 189
82. Tonng's Beobachtung einer Protnberanzenkette 191
83. Protaberanzen beobachtet von Secchi am 9. Jnli 1871 . . . 198
84. Gestaltyerändenmg einer Protnberanz 194
85. Protnberanz nach Tonng 195
86. Explosion in einer Protnberanz 196
87. Protnberanz beobachtet Ton Tonng 197
88. Protnberanz beobachtet von Tonng 197
89. Lohse'a Apparat znr Photographie der Chromoaphäre . . . 200
90. Lohae'a rotircnder Spectralapparat . 201
91. L. Bespighi's Beobachtungen der Protnberanzen am ganzen
Sonnenrande 208
92. Bmnn's Protnberanzspectroskop mit ezcentriacher, bogenför-
miger SpaltTorrichtung 204
98. Die Bichtung und die Geschwindigkeit der Gasströme auf der
Sonne 212
94. Verschiebung der F-Linie ; Geschwindigkeit der Gasströme auf
der Sonne 214
95. Wirbeiförmige Gasbewegung auf der Sonne 218
96. Ungleiche Verschiebung der grünblauen Wasserstoff linie (///?) 219
97. Langley's Apparat zur Vergleichung der Spectra entgegen-
gesetzter Punkte des Sonnenrandes 224
98. Die Prismen des Langley'schen Apparates ....... 225
99. Der Spalt mit den Prismen 226
100. Verschiebung der Linien 227
101. Merz' Objectiv-Spectralapparat (yollständig montirt) .... 240
102. Merz* ObjectiT-Spectralapparat (Lager des Prismas) .... 241 108. Merz* ObjecÜT-Prisma 242
104. Stemspectroskop von Huggins. (Perspectivische Ansicht) . . 248
105. Stemspectroskop von Huggins. (Horizontaler Durchschnitt) . 244
106. Stemspectroskop von Huggins. (Theilweise verticaler Durch-
schnitt) 245
107. Stemspectroskop von P. Secchi 247
108. Grosses Telespectroskop von P. Secchi 249
109. Das grosse Telespectronkop von Huggins 250
110. Schröder's Spectrulapparat am Bothcamper Befractor . . . 252
111. Einfaches und zusammengesetztes Spectroskop von S. Merz . 254
112. Einfaches Spectroskop von Merz . 255
118. J. Browning's Miniaturspectroskop 256
114. Vogel's Stemspectroskop im Durchschnitt 257
115. ZöUner's Ocular-Stemspectroskop 259
116. Ocular-Stemspectroskop mit Vorrichtung znm Messen . . . 260
117. Ocnlarspectroskop im Durchschnitt 261
118. T. Eonkoly's Universalspectroskop, Durchschnitt 263
119. Ocnlarspectroskop 265
120. Browning's Handspectroskop ... .... 266
121. Spectmm des Jupiter 271
122. Spectmm des Uranus nach Secchi 274
128. Spectmm des Uranus nach Huggins 275
124. Spectmm des Uranus nach Vogel . . 277
.■» . ■»
FignrenTeneiclmisB. XI
Fijr.
171. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet Ton Secchi am 90. Job! 366
172. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet toh Secdd am 1. Jili 367
173. Spectra der Kometen ron Bronen imd Wiimecke, TergliekeB
mit den Spectren der Sonne, des Kohlenwaoerstoft ud der
Nebelflecke 372
174. Hnggins' Apparat znr Beobachtung des Kohlenwancrstoff-
spectmms 375
175. Spectrnm des Encke'schen Kometen 1871 378
17o. Hnggins' Photographie des Spectnuns Ton Komet U. 1881 . 391
177. Photographisches Spectrnm des Kometen Wells tob Haggns 392
178. Fenerkngel. im Teleskope beobachtet 403
179. Bahn des Meteorschwarms Tom 10. Angnst (LaventnustraH» 406
184>. Bahn des Norember-Meteorschwarms 408
181. Die Bahnen der Angnst- nnd XoTember-MeteorachwinK.
■ Bahnen der Kometen IH. 1862 imd I. 1866) 411
IS'2. Browning's Meteorspectroskop 416
la"^. Das ZodiakaUicht am Abendhimmel 424
184. Spectmm eines Nordlichts xn Dnii Echt nach Lord liadsaj 429
18.%. Spectmm des Nordlichts nach Zollner 432
lSf5. Spectmm eines Nordlichts xn West Point nach H<rfdeii . . 435
X FigurenrerzeichniM.
FiK. Seite
125. Spectrnm des Aldebaran (n Tanri) und des Beteigenze (<t Orio-
nis) TergUchen mit den Spectren der Sonne nnd der irdischen
Stoffe 283
126. Spectrnm des Sirins 285
127. Secchi's Fixstem-Typen 286
128. Spectrnm des Sterns B. D. + 22° Nr. 4203 nach Vogel . . 292
129. Spectrnm des Sterns B. D. -j- 2^ Nr. 4703 nach Vogel . . 292
130. Spectnim des Sterns Lalande 35611 nach Vogel .... 293
131. Spectrnm des Sterns B. D. + 8« Nr. 4997 nach Vogel . . 293
132. Spectrnm des Sterns B. D. + T> Nr. 4981 nach Vogel . . 293
133. Spectra des Doppelstems ß Cygni . 295
134. Spectrum des Uauptsterns von a Hercnlis 296
135. Hnggins' Spectroskop znr Photographie der Stemspectra . . 298
136. Durchschnitt des Spiegelteleskops nach Einsetzung des Spec-
troskops 299
137. Die Veränderlichkeit eines Sterns nach Zöllner 306
138. Spectrum des Veränderlichen R Lyr» nach Vogel .... 308
139. Spectrum des temporären Sterns iCoronsB borealis. (15. Mai
1866) 312
140. Spectrnm des neuen Sterns von 1876 nach Vogel .... 316
141. Spectrum des Sirins, nach Huggins 322
142. Verschiebung der /"-Linie im Siriusspectrum 323
143. Siriusspectrum mit der /'-Linie .... 327
144. Der grosse Nebelfleck im Orion 336
145. Sichelförmiger Nebelfleck (H. 3239) 337
146. Spiralnebel (H. 1178) 338
147. Spiralnebel in den Jagdhunden (H. 1622) 339
148. Der Spiralnebel H. 604 340
149. Ringnebel im Stembilde der Leyer .... .... 340
150. Nebel mit mehrfachen Ringen (H. 854) 341
151. Elliptischer Ringnebel (H. 1909) 342
152. LängUcher Nebelfleck (H. 2621) 342
153. Doppelnebel (H. 3501) 343
154. Ringförmiger Nebel mit Centrum (H. 2552) 343
155. Planetarischer Nebel mit zwei Sternen (H. 838) 343
156. Planetarischer Ringnebel mit zwei Kernen (H. 464) . . . 344
157. Planetorischer Nebel (H. 2241) 344
158. Planetorischer Nebel (H. 2098) 344
159. Nebelstem (H. 450) 344
160. Spectrum des Nebelflecks H. 4374 345
161. Spectrnm eines Nebelflecks, verglichen mit der Sonne und
einigen irdischen Stoffen 346
162. Planetorischer Ringnebel im Wassermann nebst Spectrnm 349
163. Spiralnebel (H. 49t)4) 349
164. Ringnebel in der Leyer nebst Spectrnm 350
165. Photographisches Spectrum des Orionnebels nach Huggins . 352
166. DonatTs Komet am 2. Juni 1858 361
167. Jnlikomet am 8. Juli 1861 361
168. Donati's Komet am 5. October 1858 362
169. Julikomet am 2. Juli 1861 363
170. Scheinbare Bahn des Donati'schen Kometen 364
Fignrenverzeichniss. XI
Fijf. Seite
171. Kopf des Kometen Ton 1861, beobachtet Ton Secchi am 30. Jnni 866
172. Kopf des Kometen ron 1861, beobachtet Ton Secchi am 1. Jnli 367
173. Spectra der Kometen Ton Brorsen und Winnecke, TergUchen
mit den Spectren der Sonne, des Kohlenwasserstoffs nnd der
Nebelflecke 372
174. Hnggins' Apparat zur Beobachtung des Kohlenwasserstoff-
spectmms 375
175. Spectrum des Encke'schen Kometen 1871 378
176. Huggins' Photographie des Spectrums von Komet II. 1881 . 391
177. Photographisches Spectrum des Kometen Wells von Huggins 392
178. Feuerkugel, im Teleskope beobachtet 403
179. Bahn des Meteorschwarms Tom 10. August (Lauren tiusstrom) 406
180. Bahn des NoTember-Meteorschwarms 408
181. Die Bahnen der August- und November -Meteorschwärme.
(Bahnen der Kometen III. 1862 und I. 1866) 411
182. Browning's Meteorspectroskop 416
183. Das Zodiakallicht am Abendhimmel 424
184. Spectrum eines Nordlichts zu Dun Echt nach Lord Lindsay 429
185. Spectrum des Nordlichts nach Zöllner 432
186. Spectrum eines Nordlichts zu West Point nach Holden . . 435
Erste Abtheiluiig.
Die Spectralanalyse in ihrer Anwendung auf die Sonne. ,
SchfUen, Spcctralanalyse. IT. 1
1. Coincidenz der dunklen Frannhofer^schen
Linien mit hellen Spectrallinien der irdischen
Stoffe. — Die Kirchhorschen Tafeln.
Aus der bereits von Feaunhofee beobachteten Coinci- denz der beiden von ihm mit D bezeichneten dunklen Linien des Sonnenspectrums mit den beiden hellen Linien, die von Kiechhoff und Bunsen als die beiden Natrium- linien erkannt wurden, nahm Ersterer Veranlassung, diese Coincidenz nochmals auf die directeste Weise zu prüfen, indem er ein massig helles Sonnenspectrum entwarf und dann vor den Spalt des Spectralapparates eine Natrium- flamme stellte.
„Ich sah dabei," sagt Kiechhoff, „die dunklen Linien D in helle sich verwandeln. Die BuNSEN'sche Lampe zeigte die Natriumlinien auf dem Sonnenspectrum mit einer nicht erwarteten Helligkeit Um zu finden, wie weit die Lichtstärke des Sonnenspectrums sich steigern liesse, ohne dass die Natriumlinien dem Auge verschwänden, Hess ich den vollen Sonnenschein durch die Natriumflamme auf den Spalt fallen, und sah zu meiner Verwunderung die dunklen Linien D in ausserordentlicher Stärke hervortreten. Ich ersetzte das Licht der Sonne durch das DRUMMOND'sche Licht, dessen Spectrum, wie das Spectrum eines jeden
1*
i Die Spectralanalyse.
glühenden, festen oder flüssigen Körpers, keine dunklen Linien hat; wurde dieses Licht durch eine geeignete Koch- salzflamme geleitet, so zeigten sich in dem Spectrum dunkle Linien an den Orten der Natriumlinien. Dasselbe trat ein, wenn statt des glühenden Kalkcylinders ein Piatinadraht benutzt wurde, der durch eine Flamme glühend gemacht und durch einen elektrischen Strom seinem Schmelzpunkte nahe gebracht war.**
Es konnte nach diesen Beobachtungen für Kikchhoff keinem Zweifel mehr unterliegen, dass die dunklen Linien D im Sonnenspectrum ihre Entstehung dem Vorhandensein von Natriuindanipf auf der Sonne verdankten, und dass sie auf diesem Himmelskörper durch Umkehrung (Absorption) in gleicher oder in ähnlicher Weise entstanden sein mussten, wie es die angestellten Versuche mit dem irdischen Na- trium ergeben hatten.
Nachdem so das Vorhandensein des Natriums auf der Sonne mit grosser Wahrscheinlichkeit vermuthet wer- den konnte, begann Kiechhoff die mühevolle Arbeit, die Spectra der verschiedenen anderen irdischen StoflFe mit denen des Sonnenlichtes zu vergleichen und zu ermitteln, ob und welche Spectrallinien dieser Stoffe mit Fraun- iioFER'schen Linien coincidirten, d. h. eine gleiche Lage, Breite und Lichtstärke im Spectralapparate zeigten.
Die Methode, welche eine solche Vergleichung zweier Spectra in demselben Instrumente gestattet, haben wir be- reits kennen gelernt Kirchhoff liess das Sonnenlicht durch die untere Spalthälfte direct in den Spectralapparat und auf das erste grosse Prisma fallen, während das kleine Vergleichsprisma die obere Hälfte des Spaltes bedeckte und die Strahlen einer seitlich aufgestellten künstlichen Lichtquelle durch Reflexion so in das Instrument warf,
lukJL'u Krnuiiliorcr'bcliMi Ltni
dass, wühlend in der oberen Hällle den Gesichtsfeldes im (uvikf.hreiiden) Beobiichtuugsfernrolir das Sonnenspectruni mit den FBACNHOi'ER'scIion Linien sieh üeigte, in dor un- teren, im unmittelbarea Anschlüsse an dieses, das Speo- tmru der küustlielien Lichtquelle zum Vorscheiu kam. Auf diese Weise liess sich die Lage der hellen [minien difses letzteren Lichtes zu jenen dunklen Linien mit grosser Sicherheit vergleichen.
Als künstliche Lichtquellen dienten '^'
fast ausschliesslich die elektrischen Fun- ken eines starken RuHMKORFp'schen In- ductors, und als Spitzen, zwischen denen die Funken entstanden, nahm KmcBHOfK Drähte von solchen Metallen, die er in der Hitze der Fnnkea zu Yerflüchtigen und deren Spectium er zu erzeugen be- absichtigte.
Durch den Vergleich dieser letzteren Spectra mit den dunklen Linien des Son- p^ nenspectrums kam Kibchhopp zu dem Uofeftohi'n D-Ua\tn überraschenden Resultate, dass für meh- rere Metalle die hellen Linien d«8 Spectnuns mit eben so vielen Linien des Sonnenspectrums vollständig coincidiren.
Die Fiij. 1 zeigt dieses Zusammenfallen für die beiden Natriuralinion D; der obere Theil ist das zwischen 100 und 101 mm der KiscHHOFF'schen Scala liegende oraogc- farbene Stück des Sonnenspectrums mit den beiden dunklen /^-Linien ; der untere Theil zeigt die hellen Linien des in dem elektrischen Funken oder in einer Lampe glühenden Natriumlichtes, und beide Liuienpaare haben so genau dieselbe Lage, dass die einen die geradlinige Fortsetzung der andern bilden. Zwischen den beiden .dunklen Linien
6 VW Speclraliiunljsp.
erscheint in sehr guten Spectrulappuraten noch eine feine Linie, nelche einer hellen Linie des Nickels entspricht.
In der Fig. 2 sind die beiden Stücke des Spectriuns dargestellt, welche nach der KiBCHHopF'schen Scala zwi- schen 12(J und 125 (im Gelb) und zwischen 150 und 154 (im GriinJ liegen. Die unteren dreizehn hellen Linien, deren Verlängerungen mit Fe (Ferrum = Eisen) bezeichnet sind, sind Linien dm Fieenspectruiiig ; sie fallen mit eben so vielen dunklen Linien des Sonnenspectrums scharf zusam-
men. Die übrigen zwölf unteren, in der Verlängerung punktirteu hellen Linien sind Linien des Calciumspuctriimf, und auch sie entsprechen der Lage und Breite nach eben so vielen dunklen Linien des Sonnenspectrums. Zwischen diesen dunklen Linien hegen in der Kibch hoff 'sehen Zeichnung noch mehrere andere, die zum Theil mit den hellen Linien anderer irdischer Stoffe coincidiren, zum Theil aber auch in anderen Absorptionswirkungen ihren Grund haben.
Die beiden Tafeln 3 und 4 des Atlas entlialten sämmtliche von KntCHHOFF im Sonueuspectrum gemessene dunkle Linien
4
I der .iuiikl^n Fniuiiliul
und darunter die ebenfalls schwarz gezeich ueten Spec- Irallinien derjenigen irdi- schen SloSe, welche er mit den Linien des Sonnen- Kpectrums auf die ange- gebene Weise verglichen hat. Diese Stoße sind mit ihren chemischen Zeichen bezeichnet; es ist Fe = Fer- rum (Eisen), Ca = Calcium, Pb = Plumbum (Blei). Hg = Hydrargyrum (Quecksil- ber), Na =* Natrium, ßa = Barium, Mg = Magnesium, Au = Aurum (Gold), H =■ Hydrogenium f Wasserstoff- gas) u. s. w. Die horizon- talen Linien, welche die unteren Enden der verti- calen Spectralünien gmp- penweise verbinden, haben die Bedeutung einer Klam- mer und bezeichnen, dass alle durch eine solche Quer- linie verbundenen Speutral- linien zu einem und denisel- ben Stoffe gehören, dessen chemisches Zeichen unter- halb dieser Linie steht
Schon auf dem von Kmcir- HOFF seihst verößentUchten
•* —
8 Die Spcctralanalyse.
Tbeile des Spectrums kommen einige 60 helle Eisenlinieu vor, welche sämnUlich mit dunklen FEAUNHOFEE'scen Unien zusammenfallen; die Fortsetzung von Hofmann enthält deren noch dreizehn meist sehr ausgezeichnete, und äng- 8TBÖM und Thal^:n, die das Eisen im elektrischen Flam- menbogen verdampften, fanden eine Coincidenz von mehr als 460 hellen Eisenlinien mit eben so vielen dunklen
FHAUNHOFEB'schen.
Das genaue Zusammenfallen so vieler heller Linien eines und- desselben Stoffes mit eben so vielen dunklen des Sonnenspectrums schliesst jeden Gedanken, dass dasselbe ein Spiel des Zufalls sein könne, aus. Ein Blick auf die Fig. 3y in welcher mehr als 60 von Kibchhoff untersuchte Eisenlinien ihre Coincidenz mit eben so vielen dunklen Linien in allen Theilen des Spectrums von C bis -F zeigen, gewährt die Ueberzeugung, dass diese dunklen Linien nur der absorbirenden Wirkung der in der Sonnenatmosphäre vorhandenen fasendämpfe zugeschrieben werden können. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein solches ZusammenÜEillen von 60 Linien Zufall sei, verhält sich zu der Annahme, dass diese Linien wirklich das Vorhandensein von Eisen in der Sonnenatmosphäre bekunden, nach den Gesetzen der Wahrscheinlichkeitsrechnung wie 1 zu 2*^ oder wie 1 zu 1152930000000000000. Durch Kibchhoff's eigene Untersuchungen wurde über das Vorkommen der folgenden Elemente auf der Sonne Aufschluss gelief eit:
|
vorhanden |
zweifelhaft |
nicht vorh&nden |
||
|
Natrinm |
Nickel |
Kobalt. |
Gold |
Blei |
|
Eisen |
Barium |
Silber |
Antimon |
|
|
Calcium |
Kupfer |
Quecksilber |
Arsen |
|
|
Magnesium |
Zink. |
jVlumininm Cadmium Zinn |
Strontium Lithium Silicium. |
Coincideuz der dunklen Fraunhofer'schen Linien etc.
9
Thal^ fügte diesen Elementen noch Mangan, Titan und Wasserstoff hinzu, ebenso entschied er definitiv für das Vorhandensein von Kobalt. Mittels der ihm eigen- thümlichen photographischen Methode hat später Lockjteb die Spectra der meisten metallischen Elemente direct mit dem Sonnenspectrum verglichen. Als Ergebniss dieser genauen und mühevollen Arbeit veröffentlichte er 1877 die nachfolgenden Tabellen. In derselben sind nur die längsten Linien der photographischen Region der Spectra als beweisend aufgeführt. Die mit ihren Anfangsbuchstaben bezeichneten Beobachter, auf deren Autorität hin die Uebereinstimmimg der Linien gegeben ist, sind folgende: S = Stockes, K = Kiechhoff, A = Angström, T = Thal^,
L = LOCKYEB.
Elemente, die in der umkehrenden Schicht der Sonnenatmosphare ahi sicher vorhanden nachgewiesen sind.
|
Name |
Linien |
Beobachter |
|
des Elementes |
||
|
Nairinm |
ümkehrung der D-Linien. |
S. K. |
|
Eisen |
Umkehrung von 450 Linien. |
K. |
|
Calcium |
Umkehrung von 75 Linien. |
K. |
|
MagneHinm |
Umkehrung von 4 (3?) Linien. |
K. |
|
Chrom |
Umkehrung von 18 Linien. |
K. |
|
Nickel |
Umkehrung von 33 Linien. |
K. |
|
Barium |
Umkehrung von 11 (unter 26) Linien. |
K. |
|
Zink |
Umkehrung von 2 ? (unter 27) Linien. |
K. |
|
Kobalt |
Umkehrung von 19 Linien. |
T. |
|
AVasBerstoff |
Umkehrung aUer 4 Linien. |
A. |
|
Mangan |
Umkehrung von 57 Linien.' |
A. |
|
Titaninm |
Umkehrung von 118 Linien. |
T. |
|
Aluminium |
Umkehrung der 2 längsten Linien 3948,30 und 3960,50. |
L. |
|
Strontium |
Umkehrung von 4 Linien, 4029,6, 4076,77, 4215,00, 4607,5. |
L. |
Vi
In* Sp«H.?nIjLijiT**.
|
Lisi« |
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|
|
rofikHbrüfijf Ton 3 Liaiem, 4«>19^- i'Ä53. |
T |
|
|
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f.'ink«hniii|[^ tob 2 Lioi««, 46T7,*> sai |
L. |
|
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r:mk^bniB|[^ TOB 2 Liniea, 3JfÄ7. 4«>li.V. |
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|
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V.mK^hmü% T4B 3 LiAieB. 3^1,M, d^^ia.*). |
L |
|
Fr .i • » t -"* • |
r;ff.kftbroDjf TOB 2 LiBiea, 4i>42.75, 4<M<x3^ 4'ni »-.ini'ijpiVk K-Limtu ib diesem Tkeü <1m .Spf;«.tnimi;. |
L. |
|
* 4 .'. 4*'. . , Ut |
f'mk^bniDi? TOB 4 LiaicB, 4379,0, 4.?84A |
L. |
|
$'4..A4.'iti. |
Cfuk^bmiijf von 5 Linien, ^Si.^K '^J^^S.\ ilHl.h, 4817,0, 4874,0. |
L. |
|
%',,jrAÄü |
f.'ffjk^rbmng fon 4 Linien, 39*r2,0, 4o7t>,0, 47^>*;,0, 47r'>),0. |
L. |
K^fiiUtfiuUif die in d«r nmkehrenden Schicht der Sonnenatmosphin
wahrscheinlich vorhanden sind.
|
Linien |
Beohachter |
|
|
(r.'hr«m |
I>i': Linie l>ei 4101,0 fällt mit h siiHammen, die man hiHher für eine WasserstofTlinie hielt. Die Umkehning einer zweiten Linie bei 4r>09,0 ist zweifelhaft. |
L. |
|
L.*hium |
Kine Linie bei 4003,0 umgekehrt, aber die Umkehrung der langen Linie bei 0705 noch nicht beobachtet. |
L. |
|
llfiKt'Jirim |
Die Linie bei 42^>2,0 i»t umgekehrt, aber keine Konnenlinien beoba«ht<'t, die den langen Linien bei 6205 und 020t> ent- Hprechen. |
L. |
|
f ai«;ii>f>rri |
Zwei Linien bei 4554,0 und 4502 sind wahrHcheinlith umgekehrt. |
L. |
Coint'idenz der danklcii Frannhofer^Kchen Linien etc.
11
|
Name |
Linien |
Beobachter |
|
des Ekmentos |
||
|
Wismnth |
Eine Linie bei 4722,0 ist umgekehrt. |
L. |
|
Zinn |
Eine Linie bei 4524 ist nmgekehrt. |
L. |
|
Silber |
Zwei im Metallspectnim umgekehrte Linien bei 4018,0 und 4212,0 sind sehr breit. Ich habe noch keine Zeit gehabt, zu entscheiden, ob sie mit Sonnenlinien su- sammenfallen oder nicht. Die Breite der Linien muss zu diesem Zweck durch Legirung des Silbers mit Kupfer ver- mindert Verden. |
L. |
|
BerjIIinm |
Eine Linie bei 8904,77 ist umgekehrt. |
L. |
|
Lanthaninm |
Drei verschwommene Linien bei 3948,20, 3988,0 und 3995,04 sind umgekehrt. |
L. |
|
Yttrium oder |
Zwei Linien bei 3981,87 und 3949,55 sind |
L. |
|
Erbium |
umgekehrt. |
Elemente, die in der umkehrenden Schicht der Sonnen-
atmosphare fehlen.
|
Name des Elementei |
Linien |
Beobachter |
|
|
Kohlenstoff |
Keine mit Kohlenstofflinien zusammen- fallenden Sonnenlinien. |
A. |
|
|
Silicium |
Keine Umkehrungen beobachtet. |
K. |
|
|
Thallium |
Die lange gräne Linie bei 5349 ist nicht umgekehrt. |
L. |
|
|
Chlor |
Kein Zusammenfallen von Sonnenlinien |
L. |
|
|
Brom |
. |
mit den hellen Linien des Funkenspec- |
|
|
Jod |
trums zu beobachten. |
Im Uebrigen ist einleuchtend, dass die Abwesenheit eines Metalls auf der Sonne erst dann mit völliger Sicher- heit behauptet werden kann, wenn auch die ultravioletten Theile genau untersucht worden sind, denn es können
12 Die Spectralanalyse.
dort coincidirende Linien auftreten, während solche gleich- wohl zwischen roth und violett fehlen.
Von den Metalloiden SauerstofiF, StickstofiF, Kohlenstoff und Schwefel findet sich bei der Spectralanalyse der Sonne nicht die geringste Spur. Im Jahre 1876 behauptete Henby Dbapeb jedoch, dass es ihm auf photographischem Wege gelungen sei, Sauerstoff und wahrscheinlich auch Stickstoff in der Sonne zu erkennen. Sauerstoff zeige nämlich helle Linien oder Banden im Sonnenspectrum, gebe aber keinerlei dunkle Äbsorptionslinien. Zum Nachweise der Richtigkeit seiner Behauptung veröffentlichte Deapeb eine von jeder Retouche freie Photographie des Sonnenspectrums mit einem Vergleichsspectrum von Luft und einigen Eisen- und Aluminiumlinien. Diese Photographie ist in Fig. 4 möglichst getreu nachgebildet. Der obere Theil zeigt das Sonnenspectrum, der untere das Spectrum des Sauerstoffs und Stickstoffs der Luft. Die Zahlen bezeichnen die ViTellen- längen in milliontel Millimetern, GhH sind die betreffenden dunklen Linien am violetten Ende des Sonnenspectrums; von den untenstehenden Buchstaben bezeichnet 0 Sauerstoff, N Stickstoff, Fe Eisen, AI Aluminium. „Schon eine ober- flächliche Betrachtung," bemerkt Drapee als Erläuterung zu seiner Photographie, „zeigt, dass die Sauerstofflinien in der Sonne als helle Linien gefunden werden, während die Eisen- linien dunkle Repräsentanten haben. Die helle Eisenlinie bei 4307 Wellenlänge sieht man ganz deutlich übergehen in die dunkle Absorptionslinie des Sonnenspectrums. Gleich- zeitig fällt die vierfache Sauerstofflinie zwischen 4345 und 4350 genau zusammen mit den hellen Gruppen des Sonnen- spectrums darüber. Diese Sauerstoffgruppe allein ist fast hinreichend, um die Gegenwart von Sauerstoff in der Sonne zu beweisen, denn es hat nicht nur jeder der vier Com-
|
Coinpirteni de. |
<lunklcD Fraunliofer'sLh^'ti Uai^a etc. |
^H |
|
poiienten einen Re- |
^1 |
|
|
I>iäseLtantGn im Sonnenspectrum, auch die reliitive Stärke uud das all- gemeine Aussehen |
^^^^^HHH |
^1 |
|
.stlZZT^B |
||
|
der Lioien ist in |
^^^^^^1 |
^1 |
|
beiden Fallen ähn- |
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^1 |
|
lich. Ich gUube, dass bei den Ver- |
^_ — : — .^^^^v |
^^1 |
|
gleichungen der |
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^^1 |
|
Spectra der Ele- |
^1 |
|
|
mente und der |
^^^^^^^^^^^^^H |
^^1 ■ |
|
Sonne nicht genü- |
^^^^^^^^^^^ |
|
|
gendes Oe wicht ge- |
^^^^^^^^^^^H |
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|
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^^^^^^^^^^^^^9 |
^^1 |
|
allgemeine Aus- |
^^^^^^^^^^^9 |
|
|
sehen der Linien 1 neben ihren blossen |
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■ |
|
1 Lagen: in den pho- tographischen Dar- |
^■■-^, L -^ü^^^^g |
^1 |
|
stellungen ist dieser |
^^^^^^^^^^^H |
^H |
|
Punkt Ton grosser |
^^^^^^^^^^-— j |
^1 |
|
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|
|
feine Doppellinio |
^^^^^^^^^^^H |
H |
|
hei 4319, 4317 ist |
s ^^^^^^^^^^^^^^1 |
^H |
|
in der Sonne voll- |
s*^^^^^^^^^^^^^^? |
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|
kommen reprüsen- |
^^^^^^^^^^H |
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|
tirt. Femer ist eine merkwürdige |
EC ,^^^^^^^^^^^^^^^1 |
|
|
üeb erei nsti mmiuig |
^-^^^^^^^^^^^^^^1 |
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|
in der Doppellinio |
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J |
14 Die Spectralanalyse.
bei 4190, 4184. Die Linie bei 4133 ist deutlich ausge- sprochen. Die stärkste SauerstofiFUnie ist die dreifache bei 4076, 4072, 4069, und auch hier sieht man eine schöne Uebereinstimmung, obwohl das Luftspectrum verhältuiss- massig stärker erscheint als das der Sonne. Aber man darf nicht vergessen, dass das Sounenspectrum gelitten h^,t von dem Durchgang durch die Atmosphäre und diese Wirkung zeigt sich am vollständigsten an der Absorption in den ultravioletten und violetten Theilen des Spectrums." Draper behauptet, die hellen Sauerstofiflinien seien im Spectruni der Sonnenscheibe bis dahin uur deshalb nicht bemerkt worden, weil bei den Beobachtungen mit den Augen helle Linien auf einem etwas weniger hellen Hinter- grunde nicht den Eindruck machten wie dunkle. Die Ausführungen Draper's haben im Ganzen nicht den Bei- fall der Spectroskopiker gefunden. Christie hat auf der Sternwarte zu Greenwich den Gegenstand besonders auf- merksam studirt. Das Spectroskop am dortigen grossen Refractor zeigt eine Menge feiner Linien, die in Ang- strüm's und Kirchhoff's Tafeln und in Draper's Photo- graphien fehlen, dabei erscheinen die stärkeren Absorp- tionslinien verhältnissmässig schmal und scharf begrenzt. Eine Folge davon ist, dass ein Raum zwischen zwei dunklen Linien, der mit einem Spectroskop von geringerer Kraft wie eine helle Linie aussieht, dieses Aussehen völUg ver- liert und nur der Hintergrund des continuirlichen Spec- trums zu sein scheint. In einer Zeichnung, welche das Spectrum an der weniger brechbaren Seite von Q dar- stellt, werden vier solche Räume gesehen, gebildet von den starken Linien bei 4314,4, 4316,3, 4318,1 und 4320,2, die bei geringerem Zerstreuungsvermögen oder weniger voll- kommener Deutlichkeit für helle Linien genommen werden
Coincidenz der dunklen Frannhofer'schen Linien etc. 15
können; und in der That hat Chr. Drapeb die beiden inneren als eine doppelte SauerstofiFlinie identificirt. Aber, me man in Greenwich sah, ist jeder dieser Räume zehn- mal so breit als die dunklen Linien und von vollkommen gleichmässiger Färbung, ohne eine Spur von Verschwom- menheit an den Rändern. Es scheint nun schwierig, die Existenz heller Linien zu erklären, die von merkUcher Breite und an den Rändern scharf begrenzt bleiben, wenn der Spalt des Spectroskops verengert wird. In gewöhn- lichen Fällen, wo eine helle Linie eine grössere Breite hat als der Spalt, ist sie an den Rändern verschwommen, während die fraglichen Räume oder „hellen Linien" voll- kommen gleichmässig in der Farbe sind. Cheistee konnte femer nicht den geringsten Unterschied in der Färbung in dem ganzen Theile von 4312 bis 4322 entdecken, unter Umständen, die in jedem dieser Räume zwei feine Ab- sorptionslinien ergaben, von denen keine Spur auf den Photographien von Drapeb zu finden war. Die Spectro- skopiker neigen, wie bemerkt, gegenwärtig meist zu der von Christte vertretenen Anschauung, doch ist die Sache noch nicht spruchreif und bedarf weiterer Untersuchungen. Dies ist um so mehr der Fall, als J. Chr. Draper durch photographische Aufnahme der dunklen Spectrallinien der Sonne und der hellen Streifen elektrisch glühender Gase, besonders des Sauerstoffs, zu dem Ergebnisse kommt, dass gewisse dunkle Linien im Sonnenspectrum nichts Anderes als Sauerstofflinien seien. Chr. Draper benutzt bei seinen Untersuchungen Gitterspectra. Zwischen den Wellenlängen von 3864,50 und 4704,65 hat er im Sonnenspectrum nicht weniger als 65 Linien gefunden, die nach seinen Messungen mit solchen des Sauerstoffs völlig genau oder fast völlig zusammenfallen.
16 Die Spectralanalyse.
2. KirchhoflTs Ansicht Aber die physische Beschaffenheit der Sonne.
Man hatte lange angenommen, dass die Lücken im farbigen Sonnenspectrum, die dunklen FRAUNHOFEB'schen Linien, durch eine Absorption der ihnen entsprechenden farbigen Strahlen in der Sonnenatmosphäre entständen; aber Niemand wusste davon den Grund anzugeben. Kirchhoff fand die Ursache dieser Absorption; er wies nach, dass ein Dampf aus dem weissen Lichte genau die- selben Strahlen absorbirt, die er glühend selbst ausstrahlt, und dass das gesammte System der FRAUNHOFEB'schen Linien zum grossen Theile aus der Ueberlagerung von umgekehrten Spectren solcher Stoife besteht, die auch auf der Erde vorkommen. So gelangte dieser Gelehrte zu einer neuen Anschauung über die physische Beschaffenheit der Sonne, die mit der älteren, zur Erklärung der Sonnenflecke angenommenen Hypothese von Wilson und William Hebschel im geraden Gegensatze stand.
Nach KiKCHHOFF besteht die Sonne aus einem festen oder tropfbar flüssigen^ in der höchsten Glühhitze befind- lichen Kerne, welcher, wie alle weissglühenden festen oder flüssigen Körper, alle möglichen Arten von Lichtstrahlen aussendet und daher für sich allein ein continuirliches Spectrum ohne dunkle Linien geben würde. Dieser weiss- glühende centrale Kern ist mit einer Atmosphäre von nie- drigerer Temperatur umgeben, in welcher sich wegen der hohen Hitze des Kerns viele Stoffe, aus denen letzterer zusammengesetzt ist, in Form von Dämpfen befinden. Die von dem Kerne ausgehenden Lichtstrahlen müssen daher, bevor sie zu uns gelangen, durch diese Atmosphäre hin- durchgehen, und jeder Dampf löscht aus dem weissen
EirchhofT's Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne. 17
Lichte alle Strahlen aus, welche er im glühenden Zustande selbst ausstrahlen kann. Nun aber finden wir, wenn wir das zu uns kommende Sonnenlicht durch ein Prisma ana- lysiren, eine Menge von Strahlen aus diesem Lichte aus- gelöscht, und zwar genau diejenigen, welche u. A. das Natrium, das Eisen, das Calcium, das Magnesium u. s. w. selbst ausstrahlen würden, wenn sie für sich allein leuch- tend wären; folglich müssen die Dämpfe dieser StofiFe in der Sonnenatmosphäre und daher auf dem Sonnenkörper überhaupt vorhanden sein.
Könnten wir das weisse Licht des centralen Sonnen- kerns auf irgend eine Weise beseitigen, und nur das Licht der in der Sonnenatmosphäre glühenden Dämpfe mit dem Spalte des Spectralapparates auffangen, so müssten wir die Uebereinanderlagerung der wirklichen Spectra der ge- nannten Stofife, d. h. dieselben Systeme von hellen farbigen Linien erhalten, die wir nun als dunkle FRAüNHOFEE'sche Linien wahrnehmen. Es ist dieses ein Prüfstein für die KiBCHHOFF'sche Theorie, welcher sich bei dem Eintreten einer totalen Sonnenfinsterniss anwenden lässt. Die Mond- scheibe verdeckt dann der Erde den Anblick der Sonnen- scheibe vollständig ; das Licht des Sonnenkörpers kann nicht mehr zu uns gelangen, wohl aber das der Sonnenatmo- Sphäre und der darin glühenden Dämpfe.
Die KiBCHHOFF'schen Anschauungen haben sich im Princip in den Beobachtungen der totalen Sonnenfinsternisse vollkommen bestätigt. So sah Yoünö bei der totalen Sonnenfinsterniss vom 22. December 1870, als die dunkle Mondscheibe eben die ganze Photosphäre der Sonne be- deckte, dass alle dunklen FRAUNHOFER'schen Linien sich in helle umwandelten und das ganze (lesichtsfeld seines Instrumentes mit glänzenden Linien erfüllt war. Die Finster-
SfhelUnt Spcctralanalyse. IT. 2
18 Die Spectralanalyse.
niss vom 12. December 1871, welche Macleab und Pkixole zu Bekul in Indien beobachteten, lieferte dasselbe Ergebniss. Als die Totalität herannahte, vermehrten sich die hellen Linien an Zahl und Glanz äusserst schnell, bis es fiir einen Augenblick schien, dass alle dunklen Linien des Spectrums in helle umgewandelt waren. Von da ab nahm der Glanz der Linien ab und zwar so rasch, dass es nicht möglich war, die Reihenfolge, in welcher eine nach der anderen verschwand, genauer zu verfolgen. Die WasserstoflFlinien sowie die Linien />, b und einige dazwischen liegende blieben noch lange sichtbar; als diese endlich auch ver- schwunden waren, erschien das ganze Sehfeld dunkel. Beim Wieder erscheinen der Sonne sah Pringle ebenfalls eine grosse Anzahl von hellen Linien in einem continuir- lichen Spectrum aufblitzen, das einen AugenbUck vor dem Erscheinen des Sonnenrandes sichtbar wurde. Etwas Aehn- lichos sah RESPiain. Die totale Sonnenfinsterniss vom IG. April 1874, welche Stone beobachtete, zeigte ebenfalls unmittelbar vor und nach der Totalität eine Umkehr aller dunklen Linien, und das Gleiche ergab die totale Sonnen- finsterniss am 29. Juli 1878. Die Dicke der imikehrenden Schicht ergiebt sich aus diesen Beobachtungen nur als relativ sehr gering, sie mag nach einer Schätzung von PüLSiVER 5(X) engl. Meilen nur wenig übersteigen. Durch äusserst feine Untersuchungen hatte übrigens schon 1869 Seccui (las Vorhandensein der umkehrenden Schicht direct nachgewiesen. Er hatte mit dem neunzolligen Aequatorial behufs Vergrösserung des directen, im Brennpunkte des Objoctivs entstehenden Sonnenbildes ein vorzügliches Ob- jectiv eines AMici'schen Mikroskops verbunden, femer war das aus drei Prismen von grosser Dispersion bestehende Spectroskop noch durch ein geradsichtiges Prismensystem
Kirchhoff s Ansicht über die physische Beschaffenheit der Sonne. 10
verstärkt worden. Nachdem der Spalt tangential zum Sonnenraude gestellt war, wurde die Bewegung des Uhr- werks' so reguhrt, dass die Sonnenscheibe sich langsam dem Gesichtsfelde des Femrohrs nähern konnte. Es haben sich bei dieser Beobachtung folgende Resultiite ergeben: 1) In einer geringen Entfernung vom Sonnenrande ist das Licht der äusseren Umgebung so intensiv, dass sein Spec- trum selbst die feinsten, dunkelsten Linien des Sonnen- spectrums zeigt; 2) in einer noch geringeren Entfernung vom Sonnenrande sieht man die hellen Linien der Pro- tuberanzen und der Chromosphäre auftreten; 3) bei noch grösserer Annäherung an den Rand werden diese hellen Linien schwächer und es tritt ein Moment ein, wo alle dunklen Linien mit Ausnahme der stärksten, wie D und i, verschwinden; 4) diese letztere Schicht, die also ein con- tinuirliches Spectrum giebt, ist sehr dünn, denn sehr bald nach dem Auftreten des continuirlichen Spectrums er- scheint sogleich das volle Sonnenspectrum mit allen seinen dunklen Linien und kündigt damit den Eintritt des eigent- lichen Sonnenrandes oder der Photosphäre in den Spec- troskopspalt an. Die unter 3) beschriebene Erscheinung deutet eben auf die umkehrende Schicht, und nur ihrer geringen Dicke ist es zuzuschreiben, dass bei den Finster- nissen von 1868 und 1869 die Umkehr aller Linien nicht bemerkt wurde. Auch damals hat diese Umkehr natürlich zur Zeit der Totalität stattgefunden, sie ist aber nicht be- merkt worden, theils weil die Beobachter noch zu uner- fahren auf diesem neuen Gebiete waren, theils weil die benutzten Spectroskope nicht besonders geeignet sein mochten. So ist also im Princip die KmcHuoFF'sche Theorie durch die Beobachtungen glänzend bestätigt wor- den, nur mit der für das Wesen derselben unbedeutenden
2*
.Kh-v f:\ch\ri2, iiÄ^ die Umkehr der liniea oichc in einer .irij*rme'.ri ius-zeiiehnteri SjnaeLÄtmösphare, soodem in einer riieririijeri Schicht, die der Ph^Hc-sphin* anmittelbar I>=-ri.5chbart *'Ar:T vielleicht selb-st ein Theil derselben ist, vor -/ich iZ-liL
3. I>i^ atmcisphäriscben Linien im Sonnen- Hpec-tmm nach Brewi^ter und Gladstone.
D-^r F>-te, welcher fand. «Iäss nicht alle dunklen Linien im '^oriri^n-f>*-ctnim unveränderlich sind, und dass ihre Ver-^rid^rli'^hkvii an Zahl, La^e, Lichtstärke nnd Breite von d':n Wränderuniren bedingt Ist, welche in dem Zn- -rjiUfU: der Erdatmosphäre eintreten, war der bereits früher erwähnte italienische Phvsiker Zantzdeschi» Im Jahre 1856 machte CntyjKK.^ nachdrücklich darauf aufmerksam, dass die Erdatmosphäre einen grossen Theil der brechbarsten Sltrahlen zurückbehalte und dass aus diesem Grunde das violette Ende des Spectrums am ausgedehntesten erscheine, wenn die Sonne am hrkrhsten stehe. Nach ihm haben Brkwster und fiLADjjXOXE, Pl\zzi Smtth, P. Secchi, ganz i>e<iondfTs aber df r französische Phvsiker Janssen mit diesem Gegenstände sich beschäftigt, ohne dass diese Unter- suchungen heute schon ihren Abschluss gefunden haben.
Gladhto.ve fertigte zuer>t Zeichnungen des Sonnen- Hpectrums an, in welchen er die dunklen Linien, die in der Nähe des Horizontes auftreten, sorgfaltig eintrug. Diese Zeichnungen wurden 1858 der ,.British Association*' vorgelegt. Damals liess jedoch Gladstone die Frage nach dem wahren Ursprünge dieser Linien unentschieden, be- merkt^^ indessen, dass sie durch Beobachtung irdischer Lichtquellen in grosser Entfernung gelöst werden könne.
Die utniüsphäriächeii Linien im SonuenRpertnim. 21
Er selbst beobachtete das Licht des Leuchtthiirins von Beachy Head zwischen Brighton und Hastings, aus einer Entfernung von 27 engl. Meilen, doch konnte er neue Linien nicht wahrnehmen.
Später nahm Gladstone in Verbindung mit Buewstee die Untersuchung des Gegenstandes wieder auf. Sie fan- den, dass in dem Sonnenspectrum neue dunkle Linien und Streifen auftreten, wenn die Sonne dem Horizonte nahe steht, und dass gewisse dunkle Bänder sich gegen Abend und am Morgen stärker markiren als zur Mittagszeit, wo die Sonne hoch am Himmel steht. Da bei dem niedrigen Stande der Sonne am Horizont ihre Strahlen einen circa lünfzehnmal grösseren Weg durch die Erdatmosphäre zurücklegen müssen als zur Mittagszeit, so lag die Ver- muthung nahe, dass die atmosphärische Luft, obwohl sie farblos ist, auf die Sonnenstrahlen absorbirend wirke und wie die Dämpfe in demselben Masse mehr Lichtstrahlen zurückhalte, je dicker und dichter die Schicht ist, welche das SonnenUcht durchlaufen muss.
Das von Bbewster und Gladstone im Jahre 1861 veröfiFentlichte iVj m lange Sonnenspectrum enthält mehr als 2000 sichtbare und leicht von einander zu unter- scheidende dunkle Linien oder Bänder. Das violette Ende desselben erstreckt sich eben so weit wie bei Fbaunhofek, dagegen dehnt es sich nach dem Roth hin bedeutend weiter aus. Die FRAUNHOFEB'schen Linien haben ihre Be- zeichnung A^ a, B u. s. w. beibehalten, die zwischen diesen liegenden und deutlich von einander zu unterscheidenden Linien und Bänder aber bezeichneten diese Gelehrten mit Ziffern, deren Reihenfolge hinter A^ hinter i?, C u. s. w. (d. h. nach dem Violett hin) jedesmal mit 1 beginnt. So liegen zwischen A und a drei Streuen, die mit A^, ^,
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Dir S[»ectralaiialyso.
A2 bezeichnet sind; zwischen a und B liegen acht Linien oder Bänder, die mit /ii, i?2 • • • -^8 bezeichnet sind. Zwischen B und C hegen sieben, zwischen C und D sechzehn, zwischen D und E neunund- zwanzig, zwischen E und b zehn, zwischen b und F dreissig, zwischen F und G fünfzig, zwischen G und H dreiundfiinfzig, zwischen // und k vier und zwischen k und / zehn Linien mit eben so vielen, jedesmal mit 1 beginnenden Zahlen. Ausser diesen hervorragenderen Linien finden sich noch sehr viele feinere eingetragen, welche nicht weiter bezeichnet sind. Diejenigen Linien und Bänder, welche vorzugsweise von den atmosphärischen Zuständen be- einflusst werden und daher je nach dem Stande der Sonne weniger oder mehi* her- vortreten, sind mit griechischen Buchstaben bezeichnet.
In Fl)/, o sind nebst den Fraux- iioFKR'schen Linien A , , , II die wich- tigeren und leicht bemeikbaren veränder- lichen Linien und Bänder nach einer ver- kleinerten Originalzeichnung von Brewsteu eingetragen und mit den entsprechenden griechischen Buchstaben bezeichnet; die Ziffern sind weggelassen ; die Zeichnung ist also ein Spectrum der Sonne für den Fall, dass diese sich nahe am Horizonte befindet: sämmtliche mit griechischen Buchstaben bezeichnete Linien und Bänder verschwin-
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Di« atmosphiirischen Linien im Sonnenspedrnm. 23
den aus dem Spectruni oder sie erblassen mehr oder weniger, wenn die Sonne zur Mittagszeit im Meridian steht. Bkewster und Gladstone nannten diese Streifen atmo- sphärische Linien, um anzuzeigen, dass dieselben ihre Ent- stehung der absorbirenden Kraft der Erdatmosphäre ver- dankten; es gelang ihnen aber nicht, festzustellen, welchen Bestandtheilen der atmosphärischen Luft diese elective Ab- sorption zugeschrieben werden müsse.
In dem wenigst brechbaren Theile des Spectrums werden bei Sonnenuntergang vor A zwei Bänder intensiv dunkel, zu beiden Seiten von einer feinen Linie F, Z ein- gefasst. A wird stark erbreitert und behält diese Er- breiterung selbst dann noch, wenn die Sonne schon eine bedeutende Höhe erlangt hat. Beobachtet man A zu Mittag, so erscheint die Linie doppelt oder wie zwei dunkle Räume, getrennt durch einen engen hellen Raum; wenn aber die Sonne untergeht, so verschwindet dieser Licht- streif und es erscheint die Linie als ein Band von gleich- förmiger Ausdehnung und Dunkelheit. Die Gruppe a wird dann viel dunkler, aber die einzelnen Linien verfliessen nicht zu einem Bande. Die stärkste Absorption tritt ein dicht bei B, C und die meisten Linien zwischen C und C« werden dunkler und letztere Linie (im Orange) ist be- sonders bemerkenswerth, weil ihre Verdunkelung schon be- ginnt, wenn die Sonne noch ziemlich hoch steht In England ist diese Linie im Winter zu jeder Tageszeit sichtbar, nicht aber im Sommer; beim Auf- und Niedergange der Sonne ist sie eine der dunkelsten und schärfsten Linien des ganzen Spectrums. C15 wächst am Abende zu einem schwarzen Bande an und ebenso ist dann die doppelte Linie D sehr stark entwickelt. Hinter D.^ beginnt ein Band, ö genannt, welches für alles prismatische Licht, das
24 Die Speilralanalyse.
eine dicke Luftschicht passirt hat, vorzugsweise charak- teristisch ist. Selbst mit einem kleinen Specti'oskop lässt es sich im diffusen Lichte eines trüben Tages zu jeder Stunde sehr leicht erkennen, besonders schiirf und dunkel aber zeigt es sich zur Zeit eines dichten Regens oder eines üewittersturmes; zur Zeit des Sonnenunterganges erlangt dieses Band beinahe eine totale Dunkelheit Ihm folgen andere Bänder t und C, sowie die Linie rj. Letztere ist des Abends sehr deutlich und kann, da sie nahe bei E liegt, welche durch die Atmosphäre nicht verdunkelt wird, leicht mit E verwechselt werden. Jenseits b liegen noch manche bemerkenswerthe atmosphärische Bänder, nament- lich I und X. F scheint bei Sonnenuntergang nebelig zu werden und zwischen F und G erscheinen dann noch sieben Bänder X bis q. Letzterer Theil des Spectrums ist des Abends nur wenig bemerkbar und eine noch grössere Absorption tritt ein für die violetten Strahlen jenseits G. Der westliche Himmel unmittelbar nach Sonnenunter- gang gewährt fiir das Studium dieser dunklen atmosphä- rischen Erdlinien, besonders der Bänder d und C im hellen Theile des Spectrums, die günstigste Gelegenheit. Ist der Himmel dann röthlich, so erscheinen C, Q, jD, d in der Regel als vier sehr dunkle Bänder; ist er gelblich, so sind dieselben weniger bestimmt zu erkennen.
4. Die tellurischen Linien im Sonnen- spectrum und das Spectrum des Wasserdampfes
nach Janssen.
Die Arbeiten von Bukwster und Gladstone wurden 1ÖG4 von dem französischen Physiker Janssen zu dem Zwecke wieder aufgenommen, um näher zu ermitteln.
Die tellurischeii Linien im Sonuenspectrum. 25
welcher Bestandtheil der atmosphärischen Luft die elective Absorption des Sonnenspectrums verursache. Mit einem von ihm construiiten, aus fünf Prismen zusammengesetzten Spectroskope gelang es ihm zunächst, die von den eng- lischen Physikern beobachteten dimklen Bänder in feine Linien aufzulösen und festzustellen, dass ihre Lichtstärke beständig wechselt. Beim Aufgange und beim Untergänge der Sonne sind sie am dunkelsten, zu Mittag erscheinen sie weniger intensiv, zu keiner Zeit eben verschwinden sie gänzlich aus dem Spectrum; aber dieser doppelte Cha- rakter beweist schon ihren atmosphärischen Ursprung. Um jedoch das Letztere noch unzweideutiger nachzuweisen, beschloss Janssen, seine Beobachtungen des Sonnenspec- trums auf einem hohen Berge anzustellen, auf welchem die untere und dichtere Schicht der Erdatmosphäre von der Mitwirkung der Absorption ausgeschlossen ist, folglich diese selbst sich in einem geringeren Grade zeigen muss als in der Ebene.
Janssen hielt sich zu diesem Zwecke im Jahre 1864 eine Woche lang auf dem Gipfel des Faulhorns in einer Höhe von dreitausend Meter über der Meeresfläche auf und überzeugte sich, dass die genannten veränderUchen dunklen Linien im Sonnenspectrum in der That viel schwächer waren als in der Ebene. Um aber über die absorbirende Ursache ganz ins Klare zu kommen, und namentlich um den Nachweis zu Uefem, dass jene Linien wirklich nur von der Erdatmosphäre heiTÜhren, schloss er das Sonnenlicht, welches, bevor es zu uns kommt, durch Millionen Meilen fremdartiger Medien dringen muss, von sei- nen Untersuchungen aus und operirte mit künstlichem Lichte.
Im October 1864 Hess er zu Genf in der Entfernung von 21 km von seinem Beobachtungspunkte einen gi'ossen
26 Dil' Spertralaiialyse.
Haufen Tannenholz anzünden und beobachtete die Flamme mit dem Spectroskop. In der Nähe zeigte das Feuer ein ganz eontinuirUches Spectrum ohne dunkle Linien, dagegen traten in der genannten Entfernung dieselben dunklen Linien auf, welche Bbewster in dem Spectnim der unter- gehenden Sonne beobachtet hatte.
Es handelte sich für Janssen jetzt noch darum, näher festzustellen, oh die wahrgenommene atmosphärische Ab- sorption der Luft oder dem darin enthaltenen Waseer- dampfe zuzuschreil)en sei, eine Untersuchung, die mit un- gewöhnlichen Schwierigkeiten verbunden war und erst zu Ende geführt werden konnte, als die Pariser Gasgescll- scliaft im Jahre 186() ihm hierzu ihre reichen Mittel zur Disposition stellte.
Ein 37 m langer eiserner Cylinder Aiiirde mittelst Durchtreibens von Wasserdampf unter einem Druck von 7 Atmosphären von seiner Luft befreit, mit Dampf an- gefüllt und an beiden Enden durch starke Spiegelglas- platten geschlossen. Der Cylinder war mit Sägemehl umgeben, um ihn gegen den Wärmeverlust zu schützen, und es waren auch sonst noch Einrichtungen getroffen, um das Condensiren des Dampfes zu verhindern und seine Durchsichtigkeit zu erhalten. An dem einen Ende des Cy linders war eine staik leuchtende Flamme (von sech- zehn vereinigten Gasbrennern), an dem andern Endo das Spectroskop aufgestellt, so dass die Lichtstrahlen dieser Flamme eine 37 m dicke Schicht Wasserdampf durch- laufen mussten, bevor sie zu dem Spalte des Spectral- aj)parates gelangen konnten. Das Spectrum des Lichtes in der Luft y\(\r vollkommen frei von Absorptionslinien; ging aber das Licht durch den mit Dampf gefüllten Cy- linder, so tratcm sofort zwischen dem äussersten Roth und
der D-Liiiiü Gruppen von dunklen Linien auf. welche denen der untergehenden Sonne ganz ähnlich waren. Es war damit nicht bloss der Beweis geliefert, dass ein grosser Theil der veränderten Linien im Sonnenspoctrum dem Gehalte der Erdatmo- sphüre an Wamerdnmjtf zu- zuschreiben ist, sondern auch ein Mittel geboten, um die Gegenwart von Waeserdanipf auf den Himmebkörpi^m zu erkennen.
In der Fig. 6" ist das von Jassben gezeichnete Spee- trum dei' Sonne, soweit es sich zwischen den Linien C und D erstreckt, abgebildet, und Zwarinder oberen Hälfte, wenn die Sonne im Meridian steht, in der unteren, wenn sie sich nahe am Horizonte befindet. Ditjenigen Linien, welche in beiden Hälften das gleiche Aussehen haben, gehören ausschliesslich der Sonne an, diejenigen dagegen, welche in der unteren Hälfte duoklor erscheinen als in der oburu, sind idlurUche Linien.
28 Die »^pcrtralanalysc.
Janssen hat ferner nachgewiesen, dass fast alle tel- hiiische Linien durch den Wasserdampf der Erdatmo- sphäre hervorgerufen werden, ebenso dass der Wasser- dampf noch über das Roth hinaus in dem dem Auge nicht mehr sichtbaren Theile des Sonnenspectrums (im Wärme- spectrum) absorbirend wirkt und daselbst Absorptionsliuien erzeugt, endlich, dass im ganzen violetten Theile des Spectrums die Aljsorption eine mehr gleichförmige als elective ist. Das Wasserdampf spectrum ist hiemach die Gesammtheit der durch diesen Dampf hervorgerufenen Veränderungen des continuirlichen Spectrums; es ist ein Absorptionsspectrum, welches aus dem unteren Theile der Fitf, 6 nach Weglassung derjenigen Linien, welche mit den darüber belindHchen ganz gleiches Aussehen haben, für den Theil zwischen C und D leicht abzuleiten ist Von den mit Cß und D bezeichneten Gruppen ist nach- gewiesen, dass sie ihren Ursprung im Wasserdampf der Atmosphäre haben; von der mittleren Gi*uppe Cy ist der tellurische Charakter ebenfalls von Janssen ausser Zweifel gesetzt, jedoch ist es unentschieden, ob sie ebenfalls von dem W'asserdampf herrühren.
Janssen hat seine Untersuchungen nicht bloss auf das Stück des Sonnenspectrums zwischen C und D be- schränkt; in einer andern Karte erstrecken sich die beiden Spectra auf die Regie m, welche einerseits über die Linie B und anderseits über D hhiausgeht; diese Karte umfasst die drei Gruppen, welche von Brkvvster (Flg. S) mit «, ß, y und d bezeichnet sind. Ausserdem aber hat der- selbe seine Beobachtungen auf das Licht des Mondes und einiger Fixsterne ausgedehnt* und dabei untersucht, ob
* Jamsrkx, Rapport sur nne Mission eu Italie. rari», Imprimcrie iniporiale, I8<i8.
Die tellnrischen Linien im Sonnenspectrnm. 29
das Licht der letzteren, welches von dem der Sonne ver- schieden ist, dieselben Veränderungen bei dem Durchgange durch die Atmosphäre der Erde erleidet, wie das der Sonne.
Zu diesem Zwecke verband Janssen ein kleines Spectroskop ä vision directe mit einem grossen astrono- mischen Fernrohre in der Weise, wie wir es bei den Stem- spectroskopen noch näher kennen lernen werden, und untersuchte damit das Spectrum des Siriu^^ wenn dieser anfing sich über den Horizont zu erheben. Das sehr helle Spectrum des Sterns zeigte mehrere dunkle Bänder, welche nach den vorgenommenen Messungen genau dieselbe Lage hatten, wie das Spectrum der Sonne bei ihrem Auf- oder Untergange. In dem Masse wie der Stern höher stieg, nahm die Intensität dieser tellurischen Bänder mehr und mehr ab, bis sie endUch ganz verschwanden, als der Stern durch den Meridian ging.
In Fig. 7 sind die Spectra der Sonne (II.) und des Sirius (L) sowohl für ihren Stand im Meridian, wie im Horizonte genau so abgebildet, wie sie in dem kleinen Spectroskope erscheinen. Man erkennt darin die tellu- rischen Bänder sofort, wenn man die zusammengehörigen Spectra mit einander vergleicht; die mit 1, 2, 3 bezeich- neten dunklen Bänder sind offenbar tellurische Absorp- tionsstreifen, welche die Sonne und der Sirius gemein- schaftlich haben, wenn sie nahe am Horizonte stehen.
Auch P. Secchi in Rom hat sich mit den tellurischen Linien des Sonnenspectnims mehrere Jahre lang beschäf- tigt Er sprach gleich anfangs seine Ansicht dahin aus, dass die Entstehung dieser, je nach dem Stande der Sonne, der Stellung des Beobachters und dem Feuchtig- keitsgehalte der Erdatmosphäre sehr veränderlichen dunklon Linien der absorbirenden Wirkung des in der Atmosphäre
30 Die Spectrnlanalyite.
enthaltenen Wan»er<lam})fe* zuzuscli reiben sei. Der Ein- fluss des Wetters zeigte sich daric, dass bei hellem Wetter (Nordwind) einige dieser Linien nicht sichtbar waren, die bei trübem Wetter (Südwind) sehr deutlich auf- traten. Es hat ferner dieser römische Astronom in einer 2000 m entfernten Flamme, sowie in grossen Feuern, die auf Bergen angezündet wurden, bei Regenwetter sehr
Fig. 7.
deutlich
beobachtet
gemessen.
Endlich hat im Jahre 1Ü()4 Akgsthüm in Upsala sorg- fältige Untei-suchuiigen über die tcUurischeti Linien des Sonnenspcctrums angestellt und die gemessenen Linien nach den Wellenlängen der entsprechenden absorbirten Farben in seine grossen Tafeln eingetragen. In Fig. 8 sind dieselben übersichtlich zu einem kleineren Bilde Tereioigt; die darin vorkommenden Linien und Bünder gehören siimmtlich, mit Aasnalinie der FaAUNitOFEB'schen Linien C, D, E, b, F, der Erdatmosphiire an. Nach Anostbüh
32 Die Spectralnnalyse,
alle Veränderungen der Farbe, welche die Morgen- untl Abendröthe zi;igt, einfach durch die Erscheinungen der atmosphärischen Absorption erklären lassen und dass damit alle anderen Erklärungsversuche, die mitunter recht künstlich und compUcii-t sind, wegfallen.
Die Bänder -4, jB, a und cV verdanken nach Anostböh ihre Entstehung nicht dem Wasserdampfe der Atmosphäre, weil sie sehr beständig sind und durch die Veränderungen der Temperatur nicht merkbar beeinflusst werden. Ang- ström vermuthete, dass diese Linien ihren Ursprung der Kohlensäure verdanken, als jedoch Hüggins das Spectnim von kohlensäurefreier Luft mit demjenigen der gewöhn- lichen Atmosphäre verglich, vermochte er keinen Unter- schied wahrzunehmen. Ein Zusatz von Kohlensäure rief zwar einige neue Linien hervor, die indess mit jenen des Kohlenstoffs nicht übereinstimmten.
Bei der Ascension im Luftballon, welche Sivel und CRüci^:-SpiNELiii am 22. März 1874 unternahmen, machten dieselben die merkwürdige Wahrnehmung, dass das dunkle Band d rechts von D in 5500 m Höhe nicht mehr zu sehen war, und dass das Band Unks von D in 7000 m Höhe verschwand. Diese Beobachtungen stehen aber bis jetzt noch zu vereinzelt da, um aus ihnen weitere Schlüsse ziehen zu können.
5. Die teHurischen Linien im Sonnenspectrum als Httlfsniittel der Wetterproj^nose.
Der Umstand, dass sich die atmosphärische Feuch- tigkeit durch die tellurischen Linien des Spectrums er- kennen lässt, und dass l)(*i Zunahme des atmosphärischen Wasserdampfcs dic>e Linien dunkler und breiter wei"den,
Die tellurischen Linien als Hülfsmittel der Wetterprognose. 83
musste naturgemäss darauf leiten, umgekehrt aus der In- *
tensität der Wasserdampflinien auf die in der Luft vor- handene Feuchtigkeit zu schliessen. Je grösser aber die Luftfeuchtigkeit, um so grösser ist bei sonst gleichen Ver- hältnissen die Neigung zu Niederschlägen, die eben nichts anderes als Condensationsproducte des atmosphärischen Wasserdampfes sind. Nun besitzt der Meteorologe zwar ein Listrument, welches die Luftfeuchtigkeit zu messen gestattet, das sogenannte Psychrometer; allein dasselbe ist äusserst unvollkommen und vermag vor allem auch nur über den Feuchtigkeitszustand in seiner unmittelbaren Um- gebung Aufschluss zu ertheilen. Wie aber die Luftfeuch- tigkeit in der Höhe beschaffen ist, besonders in jenen Regionen, wo Regen und Schnee sich gewöhnhch bilden, darüber kann das Psychrometer durchaus nichts aussagen. Ganz anders das Spectroskop; es verschafft Aufschluss über die Gesammtabsorption in der ganzen Linie vom Beobachter bis zur äussersten Grenze der Atmosphäre in der Richtung, welcher das Spectroskop gerade zugewendet wird. Der Erste, welcher (1874) das Spectroskop im Zu- sammenhange mit den Witterungsverhältnissen beobachtete, scheint Piazzi Smyth gewesen zu sein. „Es scheint,'* be- richtet er, „dass das Spectroskop im Stande ist, meteoro- logisch verwerthbare Anzeigen zu liefern; denn während der ganzen Dauer düsterer und nasser Witterung in London zeigte mir ein Taschenspectroskop von jeder Seite des Himmels einen breiten dunklen Streifen auf der weniger brechbaren Seite der Linie D und theilweise an der Stelle derselben. Dieser Streifen war so intensiv, dass er die Haupterscheinung des ganzen Spectrums bildete, und ob- gleich derselbe seinem Ursprung nach tellurisch war, so unterschied er sich doch wesentlich von den normalen
ScheUtn, Spectralnnalyse. II. 3
o-i Die Spoctralanalys«.
tellurischen Wirkungen, die man bei Sonnenuntergang bei gewöhnlichem Wetter wahrnimmt. Ich besorgte,, dass dieser dunkle Spectralstreifen einen künstlichen Ursprung haben möge, z. B. eine Absorption durch den Londoner Rauch; als ich aber nordwärts reiste, machte ich die Wahmeh- nmng, dass in dem Masse, als wir uns von London ent- fernten, der dunkle Spectralstreifen abnahm, während, ak wir York erreichten, dort schöne Witterung herrschte. Der Erdboden daselbst war trocken, der Wasserstand der Flüsse niedrig und das Himmelsspectrimi zeigte nicht nur keine dunklen Streifen, sondern die D-Linie war ausneh- mend schön und scharf zu sehen, wie der denkbar dünnste Sj)innfaden in dem beleuchteten Gesichtsfelde eines Fem- rohrs. Der Morgen des 17. Juli zu Edinburgh war pracht- voll, mit einem reinen, blauen Himmel, durchsichtiger Luft, sehr angenehmer Temperatur und schwachem Nord- ostwinde. Die einzigen Wolken waren einige wenige glän- zende und malerische Streifen längs des nördlichen Hori- zontes, die den lieblichen Wellenlinien der schottischen Hügel den Schein von schneebedeckten Alpengipfeln ver- liehen. Diese glänzenden Wolkenformen erschienen einfach als ein künstlerischer Zug in dem allgemeinen Landschails- bilde; als ich aber in das Spectroskop hineinblickte, konnte ich nur fragen, was soll dies bedeuten? Ich hatte nur ein kleines Taschenspectroskop bei mir, ohne Scala und mit geringem Zerstreuungsvermögen; aber es erschien darin die />-Linie siebenmal so breit als gewöhnlich und auf der Seite der weniger brechbaren Strahlen von dem Londoner räucherigen Streifen begleitet. Bezüglich der total anormalen Verstärkung der D-Linie (oder besser der Anhäufung einiger besonderer tellurischer Linien so nahe an />, dass diesell)en in einem so kleinen Spectroskope
Die tellnriscben Linien aU Hiilfsmittel der Wetterprognose. 85
nicht getrennt werden konnten) in dem von den Wolken reflectirten Lichte konnte nicht der leiseste Zweifel be- stehen; denn sobald das Spectroskop auf irgend eine höhere Stelle als die Wolken gerichtet wurde, so nahm man wenig oder nichts Aehnliches wahr; nur die gewöhn- lichen FRAUNHOFER'schen Linien waren schön und scharf zu sehen, wie in der Regel bei schöner Witterung. Die Erscheinung war ausserdem, sowohl was den Ort als die Vertheilung im Spectrum anbelangt, sehr verschieden von jener für einen tiefen Sonnenstand charakteristisch^; die Sonne stand zu dieser Zeit noch nicht tief, keine JFär- bungen wie bei einem Sonnenuntergang hatten noch be- gonnen, die Wolken, von denen die schwarzgefarbte Ver- stärkung der Z>-Linie herrührte, waren fast ganz weiss und es war erat zwei Uhr an einem schönen heitern Juli- nachmittage. Ich fertigte mehrere vergleichende Zeich- nungen des von niederen weissen Wolken gelieferten Spec- tinims und jenem von der Himmelsgegend in der Nähe des Poles an, und wartete dann, was sich ereignen würde. Der Erfolg war nun dieser: Um 10 Uhr Abends dieses sehr schönen Tages und ohne dass ein merkliches Fallen des früher hohen Barometerstandes eingetreten wäre, um- wölkte sich der Himmel gänzlich. Um 11 Uhr Abends begann der Regen. Um 1 Uhr 30 Min. Morgens regnete es noch immer und wie ich glaube, dauerte der Regen die ganze Nacht hindurch fort. Am Morgen des nächsten Tages, eines Sonntags, regnete es noch immer und der Regen währte stärker oder schwächer den ganzen Tag über und die darauffolgende Nacht fort, während am 19. Juli (Montags) nach einem heftigen Gewitter Nebel und heftiger Regen begann und den Tag über herrschend blieb. Alles dies bei einem Barometerstände, der in seiner
36 Die Spectralanalyse.
ganz heiterem Wetter entsprechenden Höhe und Stetigkeit fast gänzlich unbeeinflusst blieb, während das Spectroskop dagegen bedeutende Aenderungen zeigte, indem, die j&Linie ausgenommen, alle anderen Linien in den schwarzen Streifen verschwanden, die ihi-e Stelle nahezu einnahmeD, und der zu London beobachtete Streifen auf der weniger brechbaren Seite von D an gerechnet, war die charak- teristische Erscheinung des gesammten Spectrums.**
Durch diese Ergebnisse aufmerksam gemacht, verfolgte PiAZZi Smyth den Gegenstand* weiter. Mehrere Monate lang bestimmte er mittels des Psychrometers zur Zeit der spectroskopischen Beobachtung die Menge des in der At- mosphäre enthaltenen Wasserdampfes, und obgleich, wie schon bemerkt, auf diesem Wege der Dampfgehalt der oberen Theile der Atmosphäre nicht erhalten werden kann, so fand sich doch eine leidliche Uebereinstimmung zwischen Specti'oskop und Psychrometer. Die Wasserdampflinien nahmen unter sonst gleichen Umständen entsprechend der Menge von atmosphärischer Feuchtigkeit an Dunkelheit zu. Es ist selbstredend, dass man bei spectroskopischer Betrachtung des Himmels und bei Vergleichung des Aus- sehens der tellurischen Linien möglichst stets das Spectro- skop in gleiche Winkelhöhe gegen den Horizont bringt, am besten beobachtet man einen Punkt, der nur wenig hoch über dem Horizont liegt. Unter diesen Verhältnissen ergiebt sich nach Piazzi Smyth folgendes: Erstens bei Frostwetter, wo die Feuchtigkeit der Luft ihr Minimum erreicht, wel- ches die normale Erscheinung der Trockengas-Linien und Bänder ist, denn diese allein sind dann sichtbar. Die- selben sind hauptsächlich: B^ a zwischen C und Z) und ein sehr auffallendes Band auf der grünen Seite von Z). Dieses Band ist nicht allein dadurch beiichtenswerth, dass
Die tellurischen Linien alH Hülfsmittel der Wetterprognose. 37
es als schwarzer Scliatten im hellsten Theile des Spec- truins auftritt, sondern auch dass es gerade bei niedriger Höhe sehr entwickelt ist, und daher nennt es Smyth „low- sun band". Zweitens im Sommer, wenn die Temperatur hoch und die Luftfeuchtigkeit bedeutend ist, zeigt die spectroskopische Beobachtung zugleich mit allen den oben- genannten Trockengaslinien nicht nur eine starke Wasser- dampf liuie unmittelbar auf C folgend, sondern eine bei weitem stärkere, eine zweifache Linie oder viehnehr zwei Bänder von Linien gerade vor D, Und diese Gruppe der Wasserdampflinien ist die einzige, welche die Meteorologen bei ihren Beobachtungen in der Praxis berücksichtigen müssen.
Wenn man nun Tag für Tag bei nahezu gleicher Temperatur beobachtet und sich an die gewöhnliche Er- scheinung dieses dunklen Bandes vor D gewöhnt hat, und es zeigt sich nun an einem folgenden Tage bei gleicher oder nahezu gleicher Temperatur das Band etwa zweimal so dunkel als an den vorhergehenden Tagen, dann ist es durch dieses Uebermass von Dunkel zum „Regenbande" geworden. Denn dieses Uebermass von Dunkelheit zeigt so unfehlbar, als ob es am Himmel geschrieben stände, dass augenblicklich viel mehr Wasserdampf in der Atmo- sphäre ist, als sie noch länger suspendiren kann, es muss daher bald ein Niederschlag erfolgen. Piazzi Smyth hat Zeichnungen des veränderlichen Aussehens der Regen- bänder gegeben, und zwar sowohl im directen Sonnen- spectrum als im Spectrum des zerstreuten Tageslichtes. Das erstere wird man freilich nur selten beobachten. Fig. 9j IV zeigt das Aussehen desselben bei hohem Sonnen- stande. Die schattirten Flächen bezeichnen den Grad der Dunkelheit der betreffenden Spectralstellen. Man bemerkt,
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Die tellurischeii Linien als UiilfHmittel der Wetterprognose. 39
dass alle Linien hier schwach sind, mit Ausnahme von -^1. Man erbhckt dieses Spectrum an trocknen Sonimertagen um die Mittagszeit. Fig. 9^ V zeigt das directe Sonnenspec- trimi bei Sonnenuntergang oder wenigstens dann, wenn sich die Sonne zum Untergange neigt, an trocknen, kalten Wintertagen. Der Unterschied gegen Fig. 9^ IV ist augen- fällig, besonders durch die Zunahme der Dunkelheit vor B und das Auftreten eines Bandes bei «. Fig. 9, VI zeigt das directe Regenbandspectrum, wie man dasselbe an warmen, feuchten Sommertagen bei niedrigem Sonnenstande erblickt, besonders dann, wenn ein Gewitter im Anzüge ist. Man bemerkt vor allen Dingen das starke dunkle Band a, dann aber die Bänder rechts von D und den dunklen Schatten d im Grüngelb. Die Verbreitung und Abdunkelung von r ist äusserst charakteristisch, ebenso die dunkle Linie bei C und endlich das breite Band a. Wie bereits bemerkt, wird man bei grosser Luftfeuchtigkeit, wenn überhaupt Regen droht, nur selten Gelegenheit haben, das Spectroskoj) direct auf die Sonne zu richten, man muss sich vielmehr meist mit dem Spectrum des Himmelsgewölbes, d. h. des zerstreuten Tageslichtes, begnügen. Auch in diesem er- scheinen die Regenlinien recht charakteristisch, ja ihr Auftreten ist noch intensiver. Doch wird man fi-eilich die Parthie des Spectrums links von B nicht wahrnehmen können. Fig. P, I, II, III geben eine gute Darstellung dieser Spectra nach Piazzi Smyth. Das wichtigste davon ist das Spectrum -^7^. P, III.
Der Verfasser dieses beobachtet seit längerer Zeit regelmässig zu meteorologischen Zwecken die Wasserdanipf- linien und bedient sich dazu eines Spectroskops ä vision directe mit drei Prismen, aus der optischen Anstalt von Rei^jfeldek & Hertel in München. Das Instrument zeigt
40 Diu Speulrulunntj'se.
bei richtiger Keguliruii;; dos Spaltes und trockuein Wetter die i>-Linie deutlicli doppelt. Ein solches iDstniiiient hat sich nach verschiedenen Versuchen mit anderen als das ge- cignelste bewährt und ist Allen, welche sich mit derartigen Beobachtungen beschättigen wollen, sehr zu empfehlen.
Aus den Beobachtungen hat sich bis jetzt ergeben, dass einem starken Hervortreten der WasserdampfUnien in den bei weitem meisten Fällen nach 3 bis 12 Stunden Regen folgt. Im Winter scheinen jedoch die Linien weniger deutlich hervorzutreten als im Sommer. la dieser letz- teren Jahieszcit ist ein intensives Auftreten der Linien ein
Fig. 10.
>i|>rclrDnu. i^ein.)
beinahe unfehlbares Anzeichen von Begen. meist nach wenigen Stunden. Dieser tritt auch selbst dann ein, wenn der Himmel während der Beobachtung völlig wolkenlos ist. Indessen ist die Beobachtung keineswegs so einfach, wie Smyth anzudeuten scheint, wenigstens gehört zunächst viele Uebung dazu, um sich mit dem allgemeinen Aussehen des Spectrmns in dem Instrumente, was man gerade ge- braucht, so vertraut zu machen, dass man die jeweiligen Abweichungen leicht herausfindet. Man kann auch die Dunkelheit und Schärfe der Linien nach Stufen, am besten höchstens fünf, abschätzen, wobei die iJ-Linie, die gewöhn- lich als die dunkelste und stärkste erecheint, die Stufe 5 bezeichnet, während 1 eine noch eben sichtbare Linie be-
Der telcHkopische Aublick der Sonnenoberfläche. 41
deutet. Auf diesem Wege lassen sich zahlreiche Beob- achtungen gewinnen, die man später, nach Witterungs- zuständen gruppirt, vergleichen kann und aus denen sich Mittelwerthe ziehen lassen. Gestützt auf solche Unter- suchungen wird das Spectroskop dereinst bei der Wetter- prognose gute Dienste leisten, jedenfalls besser als irgend ein Hygrometer. Die Fig, 10 giebt eine Ansicht desjenigen Theiles des Sonnenspectrums , welcher die RegenUnien hauptsächlich enthält Das Spectrum ist so dargestellt, wie es sich im Sommer vor Beginn des Regens in dem oben genannten Spectroskop von Reikfeldeb & Heetel zeigt.
6. Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche.
Die Sonne ist für uns der bei weitem wichtigste von allen Hinmielskörpem, und es ist deshalb klar, dass sie ein hervorragendes Object der astronomischen Beobachtung bildet Allein ihre Untersuchung ist mit ganz besonderen Schwierigkeiten verknüpft, die ihren Grund in der unge- heuren Menge von Licht und Wärme haben, welche die Sonne ausstrahlt Schon dem blossen Auge ist der Glanz der Sonne unerträgUch, und bei Anwendung eines grossen Fernrohrs müssen deshalb ganz besondere Schutzmassregeln ergriflen werden. Es ist hier nicht der Ort, im Einzelnen alle Vorrichtungen aufzuführen, welche man erdacht hat, um die genaue Beobachtung der Sonne zu ermögUchen. Der Leser, welcher sich hierüber zu belehren wünscht, findet alles Nöthige in dem Werke von Secchi, „Die Sonne";* hier soll nur so viel erwähnt werden, als zum Verständniss des Nachfolgenden erforderlich ist.
* Deutsche Ausgabe und Originalwerk Ton Dr. H. Schellen. Branuschweig, Verlag von George Westermann, 187*2.
4*2 Die Sp^rotralanalyse.
Zur Beobachtung der Sonne bedient man sich meistens dunkel gefärbter Blendgläser, die ziÄ-ischen Ocular und Auge befestigt \^ erden und die Sonne als sehr gedämpfte strahlenlose Lichtscheibe erkennen lassen. Diese Methode genügt, um die hauptsächlichsten Elrscheinungen auf der Sonneuoberfläche zu zeigen. Will man jedoch wirkUche Untersuchungen anstellen und bedient man sich dazu eines grösseren Femrohres, so reicht ein Blendglas nicht mehr aus, man muss sich dann vielmehr der sogenannten heho- skopischen Oculare bedienen. Ein solches Ocular besitzt ein
rechtwinkhges Glasprisma (Fig. 11)^
Fig. 11- von dessen Hypotenusenfläche der
0 ' einfallende Lichtstrahl 0/ in der
Richtung lo zum eigentlichen Ocu- lare gelangt. Dieser Strahl ist als-
- N^^^Äs ' ^^^^ ^^^ geschwächt, indem ein
.^V^^^^-P 5^^^^ grosser Theil des Lichtes in der
Richtung It auf die zweite, innere Fläche des Prismas fällt. Dieses
Schvmati&chc DarütcUung der . , . ,
Lichthtrahuii. letztere wird m emem Metall-
gehäuse (¥lg^ 12) eingeschlossen, das an der einen Seite durchbrochen ist, um starke Er- wärmung zu verhindern. Indessen genügt die Schwächung des Sonnenlichtes durch diese Reflexion noch nicht, um das Sonnenbild direct zu beobachten, vielmehr muss man auf das Ocular noch ein schwach gefärbtes Blendglas auf- schrauben. Ein Uebelstand dieses Oculars ist, dass es sich doch rasch sehr erhitzt, so dass man in einem grossen Fernrohr von sechs und mehr Zoll Oeftnung die Sonne bei liolieni Stande derselben kaum zehn Minuten ununter- brochen beobachten kann; dann sind, bei einigermassen starken Vergrösseruiigcn, auch die Bilder nicht mehr ganz
Uvr UleskopUtb« Anblick der SaDneiiolivrflüi'he. -13
scharf. Mao wendet daher vielfach bei Sonneiibeobach- tuBgen ein sogenanntes polarisirendes Oculai- jui. Bei dem Hehoskop, dessen sich stets Secchi zu seinen zahl- reichen Sonnenbeobachtuugen bediente, fällt das Licht zunächst auf ein Prisma PP" (Fig. 13), und zwar unter
Fig. VL
Etlloaknptaeh« Oculu.
einem Winkel von 36", bei welchem das Licht durch daü Ulas pokrisirt wird. Die reflectirten Strahlen ge- hiugcu darauf zu einem Spiegel A B von schwarzem Glase, der parallel zur Phsmenfiäcbe steht, also die
Fiff. 13.
Strahlen ebenfalls unter einem Einfallswinkel von 36" empfängt; schliesslich erleidet das Licht unter demselben Polarisationswinliel noch eine letzte Reflexion an CD. Das Prisma und der erste Spiegel sind unverrückbar fest mit einander verbunden; aber der Spiegel CD ist in einem Rohre befestigt, das sich um den ersten rellectirten Strahl rund herum drehen lässt, so dass man den Spiegel in
dalici nicht viillstäiidig,
Fi^. l-I.
■tA Dir SpfilraliDalfK.
jisles beliebige AzinuiÜi gegen eben diesen reflectirten iijtrahl einstelle» kann. Stellt man die Iteflexiouscbene des zweiten Spiegels CD Bcokrecht gegen die ReSexions- ebene des crsteien AB, so wird das Soanoiilicht dadureh bis zu dem Urade abgeschwächt, dass das Auge dasselbe selbst zur Zeit, wo die Sonne um böchsteo steht, ohne Beseliwerden ertragen kann. Das Licht verschwindet US ja auch keinen Zweck hätte. Fig. 14 zeigt dieses Ocular in einem Viertel seiner natürlichen Grösse.
Man kann übrigens auch da» Bild der Sonne auf einen Schirm projiciren und dieses I'rojectionsbild mit blossem Auge betrachten. Fig. 15 zeigt eine hierzu dienende Vurrich- tung. AB ist das Fernrohr, an dem eine Stange LK befestigt ist, welche unten das Brett QO trügt. Dieses Brett niuss senkrecht zur optischen Achse des Fernrohrs stehen und so weit von dem Ocular B ent- fi'rnt sein, dass das Souiienbild sich scharf zeigt. Beide Bedingungen sind leicht zu erreichen, und wenn man dann das Fernrohr auf die Sonni; richtet, so erhält man, be- sonders in einem dunklen Baume, auf der Flüche QO ein prachtvolles Sonnenhild. Man sieht auf demselben meist einige <lunklere und hellere Stellen, erstere werden Sohiuh- ßecke, letztere ^maenfnckeln genannt. Ist das Fernrohr rocht kniftvoll. so bemerkt man noch, dass der Grund der Sonnensclieiiic keineswegs monoton und gleichmässig hell ist, sondern dass er ein griessandiges Aussehen bat
Der teleskopiscbo ABbliok der SonneaDberfliichc. 45
oder granulirt erscheint. Diese GratnUatton zeigt sich am sdioiisten nicht bei Projection, sondern bei directei' Üo-
il PinJtclionMgijini
trachtung mittels des helioakopischen Oculars. Man sii-ht dann, nach der sehr riclitigL'ii iteschieibnng von Secchi, dip
k
Pip Spertrnloniilysti.
SoQDenobßi'fläche mit einer Unzalil kleiner Kömer bedeckt, die fast alle die gleiche Grösse, aber sehr verschicdeDc Formen haben, unter denen jedoch die ovale vorherrschend erscheint Die sehr engen Zwigchenrämne zwischen diesen Lichtkorneni bilden ein dunkles aber nicht ganz schw; Netz. In der Fig. 16 haben wir den allgemeinen Cbai dieser merkwürdigen Oberflächengestaltung wieilerzugl
versucht; ilie einüelnen Details lassen sich jedoch nicht i stellen. Wir suchen vergeblich nach einem Gegenstandp, mit dem diese Structur vergleichbar wäre; man kommt der Sache noch am nächsten, wenn man ein wenig aufge- trocknete Milch, deren Kügclchen die regelmässige Form verloren haben, durch das Mikroskop betrachtet. In den meisten Fällen sieht man, wenn der Himmel klar und i-ein ist, mit den schwächeren Vergrösserungeii die Sonnen- scheilie ungefähr in der Art, wie es die /"'igjj- JS und iJ
1
Der lelMkorinchn Änblicl; der Snnnennhprflüihe. ■i'i
zeigen, d. h. iils kleine weisse, auf einem sehr fetnea dunklen Netze zerstreut liegende Punktchen; die kleinste Trübung Oller die geringste Bewegung in der Luft ver- wandelt dieses Bild in eine gleichförmig aussehende glatte Scheibe. Zuweilen vereinigen sich diese Körner zu kleinen Gruppen und bilden dann eine hellere Masse. Wegen ihrer Ovulen Foi-ni hat man sie wohl mit Reiskörnern verglichen.
Die eigentlichen Flerkp sind es, wekhe vorzugswoisp den Blick des Beobachters der Sonne auf sich ziehen. Diese Flei'ke zeigen sehr unregelmässige und veränderliche Formen und ihre Dauer erstreckt sich häufig nur auf Tage, bisweilen auf Wochen, selten auf Monate und nie- mals auf ein Jahr.
Um die Veränderungen, welche die Sonnenflecke ge- wöhnlich erleiden, vorzuführen, wollen wir die Besclirei- bungtm und Zeichnungen mitthcilen. welche Pater Secchi
48 Die Spoctralanaljiii).
voa einem am 3U. Juli ISüS erschienenen Fleck mitge- tlieilt hat.
„Am 2ä. Juli," sagt er, „gab man an seiner Stelle nichts Auffallemics, weder Poren noch I'ackeln. Am S9. zeigten sich bloss drei schwarze Punkte. Am 30. Morgens 10 Uhr 30 Min. waren wir nicht wenig überrascht, uin die Mitte der SoanenBcheibe herum einen ganz gewaltigen
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Fig. it |
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1; f^ |
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Fleck zu sehen. Der mittlere Durchmesser dieser aufge- wühlten Masse war 76 Sccunden, ungefähr vier und i-in halb mal so gross alä der Durchmesser der Erde. lu der Mitte des Flecks sahen wir eine Anhäufung leuchtender Materie, die sich in wirbehider Bewegung zu befinden schien und von Kahlreichen Rittsen umgeben war. Inmitten dieses Chaos Hessen sich vier Hauptcentra der Bewegung untei-scheiden, Links bei a (Flg. JS) zeigte sich eine weite klaffende Oeffnnng, um welche feurige Zungen io
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Der teleskopische Anblick der Sonnenoberfläche. 49
schiedenen Richtungen herumwirbelten ; milten in diesen Feuerzungen unterschied man deutlich halbhelle Schleier, welche um eine noch schwärzere Höhlung herumgelagert waren.
In dem oberen Theile bei b fand sich ein zweites Centrum, kleiner als das erste, welches an seinem oberen Rande scharf begrenzt .war, in dem unteren Theile aber ähnlich wie der vorige sehr viele kleine Feuerzungen zeigte. Rechts in c klaffte ungefähr in der Form eines S eine breite Spalte, die mit feurigen Zungen und mit losgerisse- nen Streifen leuchtender Materie durchzogen war. End- lich war unten in der Höhe von d eine andere lang- gezogene und gekrümmte Spalte vorhanden, die dem Auge ein Wirrwarr darbot, das jeder Beschreibung spottet. Zwischen diesen vier Höhlen fand sich eine Anhäufung von Fackeln und leuchtender Materie, die den Anblick einer im Kochen befindlichen Masse darbot
Alles befand sich in diesem Fleck in einer äusserst stürmischen und schnellen Bewegung. Die Zeichnung wurde so schnell als möglich angefertigt, aber sie war noch nicht fertig, als der erstere Theil schon eine ganz andere Gestalt angenommen hatte. Am Abend wurde eine zweite Zeich- nung gemacht, aber sie glich der ersteren nur in den Hauptzügen: in der Mitte eine sehr bewegte photosphä- rische Masse; nach aussen hin ein Kranz weit geöffneter Schlünde, unter denen die vier grösseren augenscheinlich sich noch an derselben Stelle befanden wie am Morgen. Des anderen Tages hatte sich das Aussehen des Flecks augenscheinlich geändert. Die Fig, 19 giebt eine An- schauung von dieser neuen Gestaltung. Man erkennt durin noch immer die vier Hauptcentra, aber sie scheinen sich zu zweien zusammengesellt und durch gewundene Risse
Sr helle», Spectralanalyse. II. 4
n
Dk i>|>ec^tr«lani1jiiit
mit einander vereinigt zu liabeii. Die Höhlung h int deut- lich erkennbar und vou der grossen Spulte durch eäw aus gewöhnbcher photosphariscber Materie gebildete Ein* scbiiürung getrennt Die beiden anderen Punkte « oad i sind noch vereinigt, aber schon besser entwickelt; die mittler» Masse ist in die Länge gezogen und ihr Aosseiia erinnert an das eines Slriuigef> gekämmter Baumwolle, deo
Fig. 19.
man nach beiden Seiten ausgezogen hat Dieser Ver allein ist geeignet, von der Erscheinung, die wir abzubitda verbucht haben, eine Vorstellung zu geben. In 24 Stunden hatten sich die Dimensionen des Flecks bedeutend geändert; die Länge war fast die doppelte geworden und betrug 147 Secunden. Die folgenden Tage entwickelte eich die Masse, welche die vier Hohlen trennte, zu einer Art_ Hof. über welchen einzelne leuchtende Körner i
T auBgestF«^^
Dur Iclcakoplschc Anblick d<?l- SoiinnnDherfllli:he. 51
Viek' Sonnentlcicke siDd voii eiti(^ui weuiger duoklen Saume umgeben, Jeu man Pcmumbra i Halbschatten) ueiint und der in seiuen äusst:reu Umiissen ziemlitli den Um- rissen des eigentlichen Klecks i'olgt. Bisweilen wird die Penumbra von hellen Streifen durchzogen, welche nahezu radial gegen den Kemtleck gerichtet sind, gleichsam als ob eine Menge von Strömungen irgend einer leuchtenden Materie die danimartigen Halbschiitten diirchbroehen hiittp,
nui sich in deu Abgrund des Kerns zu stUrzen. Ebenso wiril der Kern selbst häufig von einem oder raehi-ereii breiten, hellleuchtenden Bändern, Brücken genannt, dmch- zogen und dadurch in mehrere Theile getheilt ffiyy. 20, ^/J. Ausser den dunklen Flecken und meist in der Nähe derselben zeigen sich auf der SonDenoberfläche auch hellere Stellen, Sonnenfackeln genannt. Sie sind in den meisten Fällen die Begleiter von Sonnenflecken und zeigen sich besonders an den äussersten Rändern des Halbschattens, wenn der Fleck an dem Rande der Sonne angekommen ist; dass sie aber nicht etwa die Wirkung des Contrastes
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Dil" Siioi'lnilannlyjio.
zwischen »lein ilunklen Fleck und seiner helileuchtenden riiigelmiif; sind, beweist der Umstand, dasa nicht jeder Fleck Ruine tackeln hat. und sehr häutig isolirt stehende t'ackehi ;{eseheii werden, welche fast immer die Vorboten eine» IUI diesen Stellen sich bildenden Flecks sind.
Fig. 22.
Flu'i'ki, nteh Cbaeo]
Auch die (lustidt der Fackeln ist wie die der Flecke sehr mannigfaltig: meist erscheinen sie in zusammen- gedriingter, lundlicher Form; oft abev bilden sie lange, adonirt!^ verlaufende [.ichtstieifen. /•'»//. 2^, die von allen Seiten in convergiicndcr lliclituiig mich einem Flecke hin- laufen.
Der tüleskopische Anblick der Sounenoberflächc. 53
Fast imiiier folgt den kranzartig gestalteten Fackeln in wenigen Tagen die Entstehung einer Fleckengruppe; bei den namentlich am Sonnenrande vielfach wahrnehm- baren aderartigen Lichtwellen entwickelt sich zuerst eine trübe, narbenartige Stelle und aus dieser bildet sich dann meist ein einzelner oder mehrere Flecke, ja in einigen Fällen kann man auf der Sonnenscheibe an der sich stei- gernden Lichtintensität den Ort im Voraus bestimmen, wo sich ein Fleck bilden wird.
Wenn man am Sonnenrande einen Fleck in der Mitte der ihn umgebenden Fackeln beobachtet, so kann man sich kaum des Eindrucks erwehren, als befände sich der Fleck in einer Vertiefung zwischen glänzenden ihn über- ragenden Bergen, und Secchi hat am 5. August 1865 beobachtet, dass die Fackeln, als sie an dem Westrand der Sonne ankamen, als kleine Hervorragungen und Unregel- mässigkeiten über den fast scharf begrenzten Sonnenrand hinaustraten.
Obgleich der wahre Zusammenhang zwischen Fackehi und Flecken noch nicht vollständig erkannt ist, so lässt sich doch aus diesen Beobachtungen mit einiger Sicher- heit schhessen, dass die Flecke auf der Sonnenoberfläche tiefer Hegen als die Fackeln, und dass die letzteren berg- artige Erhöhungen der die Photosphäre bildenden leuch- tenden Materie sind, welche den Fleck in weiter Umgebung wallartig zwischen sich einschliessen.
Die Figg. 18 und 19 sind die Abbildungen einiger Sonnenflecke, welche Secchi beobachtet und gezeichnet hat. Man erkennt darin alle Einzelheiten, die ein Fleck dar- bietet, die Halbschatten in ihren vei-schiedenen Formen und die Umgebung des Flecks oder die granulirt aus- sehende leuchtende Oberfläche der Sonne. Letztere nennt
54 D'iv Spertralanalyse.
man die Photf^y^fhärtr^ ohne mit dieser BezeicLiiung ir^tuJ eine tKstimmte Ansicht über die physische Beschaffen- heit dersellK^n. üher ihre Zusanmieiisetzung oder ihiHi AggregatzustanJ zu verbinden. Die Photosphäre ist gaiu mit Poren oder mit kleineren Stellen bedeckt, welchr weniger leuchten al> die übrigen Theile; hier und da machen sich in derselben einzelne grössere Partien be- merkbar: die eintm, mit schwarzem Kerne und dunklen Halbschatten, die eigentlichen Sonnenßecke; die anderen, von grösserem Glänze als die umgel»enden Theile der Photo- Nphäre, die Sonn*>nfark4-1 n : letztere l>egleiten in der Regel <lif Fleeke oder gehen der Bildung eines Flecks voraus.
Die grosse Veränderlichkeit eines Sonnentlecks sehen wir .luch aus Nr. I bis 4 der Fig, 23 j die sich alle aul linen und denselben grossen, mehr als 10000 deutsche (iuadratmeilen umfassenden Fleck beziehen, der sich im .I.ihre 1?<G.'> aut' der Sonne zeigte. Xr. 1 bis 4 zeigen die (iestalt dieses Flecks an den Tagen des 7. October, wo er aul der östlichen (linken) Seite in die Sonnenscheibe eiu- trat, des Hl October, des 14. October (centrale Ansicht*, wo sich bereits eine den Kern theilende Brücke gebildet hatte, und des IG. October.
Bei seinem ersten Erscheinen am Ostrande der Sonne hat der Fleck häufig die Gestalt eines schmalen dunklen Striches, meist länger als breit. In den ersten nachfolgenden Tagen scheint er sich nur langsam nach der Mitte der Sonnenscheibe hinzubewegen : seine Geschwindigkeit wächst indessen von Tag zu Tag, bis er die Hälfte seines schein- baren Weges auf der Sonnenscheibe zurückgelegt hat. Von da ab nimmt seine Bewegung langsam ab, bis er wi(»der in der Form <ines schmalen Striches am entgegen- gesetzten (westlichen) P'.nde <les Sonnenrandes verschwindet
Komml nicht selten vor, dass ein iiuil deraelbt; Klet-k. den man am West ran de hat verschwinden sehen, nsifh Verlauf von circa vierzehn Tageu um üstronde vriedei-
.*)(> ]>it' SptM'tralaualvse.
zum Vurscheiii kommt, um nach abermal Tierzehu Tagen zum zwoit(»umale am Westrande zu verschwindeD, eine Er- scheinung, die keinen Zweifel mehr darüber zulässt, dass die Flecke der Oberfläche der Sonne angehören und diese selbst sich um ihre Achse dreht Wenn man bei dieser Bewegung der Flecke noch die Zeit in Rechnung zieht weh:he die Erde bei ihrer Bewegung um die Sonne ge- braucht, so ergiebt sich für die Sonne nach Spöreb eine mittlere Hotatioiiszeit von 25 Tagen 5 Stunden 38 Minuten.
7. N'rrinutliuufiCdi über die Natur der Sonnenflecke ,auf (ii'und der teleskopischen Beobachtun^n.
Schon gleich nach Entdeckung der Sonnenflecke wurden Vermuthungen über das Wesen derselben auf- gestellt (lALiLKi erkliirte sie einfach fiir Sonnenwolken; DoMiMcrs Cassini hielt sie lür Sonnenberge, die dadurch sichtbar würden, dass sich das Lichtmeer der Sonne ge- legentlich senke. Der i'farrer Schulen zu Essingen bei Aji1(Mi in Wüittemberg si)rach zuerst 1770 öffentlich die Ansicht aus, die SonneiiHecke seien Vertiefungen. „Drei grosse Flecke," schrieb er, „welche den 26. März (1770), als sie das ei-sti' Mal von mir erblickt worden, gegen die ostliche Seite zu, etwas von der Mitte des Sonnenkörpers entfernt, stan(l(;n, öt<.'llten mir euie besonders merkwürdige 10rsclH»inung dar. Sie Hessen gar deutlich bemerken, dass es kein(^ auf der ObeiHiiche der Sonne sich befindende Körjx'r waren, die als eine dunkle Materie auf derselben seliwämmen, sondern wirkliche Vertiefungen in der Sonne, (leren Mündung dunkler als das Uebrige des Souuenkörpers aussall, und etwas koniach (jefovmf^ nach einer finstem schwar/en Oettnung zu, die sich in der Mitte zeigte» ginge.
Veriuuthuugeu über die Natur der Sonnenflecke. 57
Kurz, sie stellten mir Höhlen und Abgründe in der Sonne mit der deutlichsten Wahrnehmung vor. Der mittlere unter diesen drei Flecken schien am meisten zu bekräf- tigen, dass man wenigstens diese, die ich bemerkt, als Vertiefungen anzusehen habe. Bei denselben ging die Vertiefung nicht wie bei den anderen geradezu in die Sonne, sondern etwas schief, und zwar so, dass die Mün- dung (oder die sich erweiternde Oeflfnung) nach der öst- lichen Seite gerichtet war und die innere schwarze Oefi- nung etwas bedeckte, da der Fleck nach ostwärts stand. Als ich den Fleck den 29. März nach der westlichen Seite zu erblickte, entdeckte sich die schwarze Oeffnung ganz und man konnte auch das Stück von der Mündung sehen, welches, da der Fleck ostwärts war, nicht zu be- merken gewesen. Diese Bemerkung dünkt mir wichtig, weil sich die Vertiefung zu beiden Malen gerade so an- sehen Hess, wie es bei ihrer ostwärtsgehenden schiefen Richtung optisch sein sollte. Mehr als hundert Beob- achtungen überzeugten mich dergestalt, dass diese Flecke wirkliche Vertiefungen waren, dass mii' nicht der geringste Zweifel mehr übrig blieb."
Aehnliche Wahrnehmungen machten 1774 Alexandek Wilson und später Fb. W. Hebschel, und besondere letz- terer betonte mit Nachdruck, dass die SonnenHecke tiichter- förmige Vertiefungen seien. Der Grundgedanke hierbei ist folgender. Wenn ein SonnenHeck sich auf der Oberßächc des Sonnenkörpers befände und im Osten anfängt sichtbar zu werden, so müsste bei der Rotation desselben von Osten nach Westen der voranschreitende westliche Theil der Penumbra zuerst erscheinen, dann der Kernfleck mit seinem westlichen Theile auftreten, dieser selbst in der Richtung von Westen nach Osten grösser werden und endlich der
r,8 Die Spectralanalvse.
von (h*r Ftichtnng der Selilinie am weitesten entfernte öst- Vuhfi Tlieil df*r Penumbra sich entwickeln. Ebenso müsst«^ bei seinem Verschwinden am westlichen Sonnenrande der vorarjschreitfMide westliche Theil der Penambra zuerst rer- schwiridim, die westliche Penumbra immer kleiner werden. dann dr?r Keiiifleck in der Richtung von Westen nädk Osten immer mehr abnehmen und endlich der nach- ziehende östli(!}ie Theil der Penumbra zuletzt don Auge ents<:hwinden.
Die Beobachtung jedoch zeigt das gerade Gregentheil hiervon. Beim Auftreten des Flecks am Ostrande erBcheiiit der ÖKtliche Theil der Penumbra zuerst, dann folgt in der Form eines länglich gezogenen dunklen Striches der Kern, (h;r sicli in der Richtung von Osten nach Westen nadi und nach erbreitert, bis endlich, wenn der Kern schon ganz sichtbar ist, die westliche Seite der Penumbra an- fangt sich zu entwickeln. Beim Verschwinden des Flecks an d(;m westlichen Rande der Sonne nimmt der östliche, dem Mittelpunkte der Sonnenscheibe zugekehrte Theil der P(;nunibra zxutvHt ah und der Kern schrumpft wieder zu einem länglichen schmalen Streifen zusammen» während die westliche Seite der Penumbra noch beinahe in voller (irnsHv. (erscheint. Erst wenn der Keni ganz yersch wunden ist, nimmt auch die westliche Penumbra mehr und mehr ab, bis auch sie endlich dem Auge entschwindet.
In der Fif/, 24 (I) sind die verschiedenen Formen, in w(!lchen ein mit einem Hof versehener Fleck von der Zeit seinrjs ersten Auftretens am östlichen Rande der Sonne bis zu seinem Verschwinden am westlichen Rand derselben zu erscheinen ])fiegt, dargestellt. Sie zeigen, dass die An- nahme, der Fleck li(»ge oberhall) des Sonnenkörpers als Wolke in der Soimenatmosphäre, oder er befinde sich
ullini
luif der ÜberHiiclio (liTSseiben. iiidit statthaft ist; ili'' I beobachteten Ki- scheinuugeu (in- den aber sofuil ihre Erklartint;. wenn mau ;m- nimmt, dass dii Fleck üin«; keg,;!- förmige Vertiefung in der äusseren Sonuenolierfliiche (der Photospbliif; I ist, die sich von innen nach aussen erweitert und in iliren tieferen Stel- len die Ursaclic des dunklen Kerns, in ihren seitlichen Böschtingen abri- dasjenige enthält. welches uns iil> Penumhra er- scheint. In dfr , Fig. 24 (II) sind | solche kegelibr- mige VertJefnugen i auf einer Kugel perspeetiviacb ge- zeichnet, wie sie '
(',() Die Spectralanalyw.
ih'M clarübcfi* bctiiidlicheii Fleckenformen der Sonnenscheibe entsprechen. Dass die Grösse des Flecks in der Wirklich- keit ein anderes Verhältniss zur Grösse der Sonne hat, als e« behufs des leichteren Verständnisses in der Figur angenommen ist, versteht sich von selbst.
Im Vorstehenden ist die Art und Weise der Ver- änderung im Aussehen der Sonnenflecke schematisch dar- gi'hUillt worden. So einfach und rein wie hier angenoni- HK^n zeigt sich die Erscheinung niemals. Die Ansichten darüber, ob die Flecke Höhlungen sind im Sinne Wilsox's und IIkhsciikl'h, oder ob dies nicht der Fall ist, sind des- halb noch immer getheilt. Kirchhoff, dem sich Professor SiMiuKit, riner der Heissigsten Beobachter der Sonnenflecke, im Laufe seiner Untersuchungen immer mehr und mehr an- geschloHsijn liat, hält diese Gebilde für wolkenartige Con- d(?ns5itionen in der Sonnenatmosphäre, welche durch Wänne- ausstralilung in ähnliclier Art entstehen, wie sich in der Krdatmospliäre der Wasserdampf zu Nebel und Wolken gestaltet. Wenn sich solche Wolken über die glühende und leuchtende SonnenoberHäche erheben, entziehen sie uns an diesen Stellen das Licht der Sonne; es ist dann ganz natürlich, dass sich diese Wolkengebilde, wie sie sich reg(?ll()s bilden, so auch regellos verdichten oder auflösen, j«j nachdem sie von wärmeren oder kälteren Gasströmen getroffen w(»rden.
Diejenigen Physiker, welche über die physische Be- schaffenheit d(T Sonne anderer Ansicht sind als Kibchhoff, und, wie Faye, den eigentlichen Sonnenkern für einen nicht leuchtenden Gasball halten, haben auch über die Natur der SonnenHecke eine andere Ansicht, die im Wesentr liehen darauf hinausläuft, dass diese Flecke Risse oder Oeffnungen und Vertiefungen in der den dunkleii Gasball
Vermuthnngen über die Natnr der Sonnenflccke. Gl
umhüllenden, leuchtenden Photosjfhäre sind, durch welche man auf den dunklen Sonnenkörper hinabsieht.
Spöreb erkennt neuerdings auch feste Verbrennungs- producte in den Flecken an und Professor Zöllner er- klärt sie für schlackenartige Massen, die durch überwie- gende Wärmeausstrahlung auf der glühendflüssigen Sonnen- oberfläche entstanden und sich infolge der durch sie selber in der Sonnenatmosphäre erzeugten Gleichgewichts- störungen wieder auflösen. „Sind diese Störungen," sagt er, „nicht nur locale, sondern allgemeiner verbreitete, so ist in Zeiten solcher allgemeiner atmosphärischer Bewegun- gen die Bildung neuer Flecken wenig begünstigt, weil als- dann der Oberfläche die wesentlichsten Bedingungen zu einer starken Temperaturerniedrigung durch Ausstrahlung fehlen, nämlich die Ruhe und Klarheit der Atmosphäre. Erst wenn die letztere nach Auflösung der Flecken all- mählich wieder zur Ruhe gekonmien ist, beginnt der Pro- cess wieder von neuem und erhält auf diese Weise bei den durchschnittUch für lange Zeitiilume als constant zu be- trachtenden mittleren Verhältnissen der Sonnenoberfläche einen periodischen Charakter. Jeder Fleck erzeugt durch seine Existenz an der Sonnenoberfläche eine Oertlichkeit, woselbst die Temperatur beträchtlich niedriger sein muss als an den nicht befleckten Stellen. Die Grösse der auf diese Weise stattfindenden Temperaturerniedrigung kennen wir nicht und sie muss auch in einzelnen Fällen selbstredend sehr verschieden sein, jedenfalls ist sie aber sehr beträchtlich. Die hierdurch entstehende Gleichgewichtsstörung in der Sonnenatmosphäre ruft natürlicher Weise Strömungen in der letzteren hervor, die in absteigender und aufsteigender Weise in Wirksamkeit treten müssen. Diese atmosphärische Be- wegung begrenzt, wie Zöllner hervorhebt, mit ihrem auf-
62 Die Spectralanalyse.
steigenden Theile die äussere Umgebung der Flecke und erzeugt durch das hiermit verbundene Aufquellen heissere Theile der Sonnenatmosphäre über dem gewöhnlichen Niveau der continuirlich wirkenden Gasschichten, die Sonnenfackeln, Die niedersteigenden Strömungen bewegen sich gegen die Fleckenobei-fläche hin und erleiden schon in der Höhe infolge der veränderten Wärmestrahlung von unten eine Abkühlung, als deren Resultat die Aus- scheidung eines gewissen Theiles der aufgelösten Dämpfe in Form von Wolkengebilden nothwendig erfolgen muss. Diese Wolkengebilde umgeben in einer gewissen Höhe die Grenzen des schlackenartigen Flecks und erscheinen uns aus der Feme geaehen gerade als das, was man Penumbra oder Halbschatten nennt. In der That zeigen diese Pen- umbra auch meist bei hinreichender Vergrösserung eine gegen das Centrum der Flecke gerichtete Stratification, und da der Fleck in einzelnen Fällen beträchtlich unter dem obersten Rande der Penumbra liegen wird, so begreift man, dass infolge der Sonnenrotation beim Näherrücken an den Rand der Sonne eine optische Verschiebung auftreten kann. Den Anschauungen von Spüree und Zöllner entgegen stellte Secchi eine Theorie der Sonnenflecke auf, wonach diese durch gewaltige Störungen und heftige Krisen im Innern der Sonne entstehen, infolge deren ihre leuch- tende Oberfläche durchbrochen werde und mehr oder weniger regelmässige Höhlungen bekonmie, in die sich die photosphärischen Massen von der Seite her hineinstürzen. Die Dunkelheit des Kerns sucht Secchi dadurch zu er- klären, dass er darauf hinweist, wie die (leuchtenden) photosphärischen Massen bei ihrem Eindringen in den lieissen Raum aus dem nebelartigen in den gasigen Zu- stand übergehen, dadurch höre ihre Leuchtkraft auf, sie
Die spectroskopische Untersnchnng der Sonneuflecke. 63
würden unsichtbar und der Kern bleibe dunkel trotz des fortwährenden Nachströmens leuchtender Materie. Die Tiefe der Höhlung verursacht, dass sich eine dicke Schicht solcher heissen Metallgase in ihr ansammelt und daher ein grosser Theil des Lichtes, welches aus den noch tiefer ge- legenen Theilen der Photosphäre ausstrahlt, absorbirt wird; die Folge davon ist, dass die Höhlung selbst relativ dunkel erscheint.
8. Die spectroskopische Untersuchung der
Sonnenflecke.
Wie wir gesehen haben, reicht die teleskopische Be- obachtung der Sonnenilecke nicht aus, um über das Wesen der letzteren zu unzweifelhaften Resultaten zu gelangen. Hier kann aber die spectroskopische Untersuchung ergän- zend einspringen, und in der That haben die Arbeiten von HuooiNS, Secghi, Lockyeb und neuerdings von Young wichtige Resultate ergeben. Um genaue spectroskopische Untersuchungen der Flecke anzustellen, genügt es nicht, in gewöhnlicher Weise das im Brennpunkte des Femrohrs entstehende Sonnenbildchen mit dem Spectroskop zu be- obachten, es ist vielmehr nöthig, das Bild des Flecks für sich auf den Spalt des Spectroskops zu bringen. Dies geschieht dadurch, dass man entweder mittels des Fern- rohroculars oder, nach dem Vorgange von Secchi, mittels eines Mikroskopobjectivs ein vergrössertes Sonnenbild er- zeugt. In diesem Falle erblickt man ein Spectrum, wel- ches von einem longitudinalen, dunklen Streifen durch- zogen ist, dieser repräsentirt das Spectrum vom Kern des Flecks. Beiderseits ist dasselbe umgeben vom Spectrum der Penumbra, welches etwas minder dunkel erscheint.
«i
Dir SpedralnnuIvHe
Die Breite ilcs Streifens häogt iiatürlieli von dem Durch- messer lies Flecks ab. In dem Fleckeiispectrum zeigen nun viele Linien sehr merkwürdige Veränderungen, beson- ders zwischen C und D, wo viele dunkle Linien an Breitv und Dinikelheit zunehmen, wie es fiir die dojipelte O-Linie die Fig. 2/> zeigt.
Die speelroskopischen Untei'siichuugen der Sitnnen- Hec-ke sind indessen noch bei weitem nicht zum Absehjusse gediehen, obgleich besonders Sbcthi dieselben niit grösser
Ausdauer fnrtgefiihrt bat. Als IleeulUit ^iner Arlieiten giebt er folgende Zusammenstellung.
In der Nachbarschaft der Flecke umt besonders über den Fackeln, welche die Flecke umgeben, sind die Wasser- stofflinien stets schwächer als auf den übrigen Theilen der Sonnenscheibe; zuweilen vei-schwinden sie daselbst gänzlich und erleiden eine Umkehmng. Die C'-lAnie wird am meisten hiei-von berührt; die ii-Linie verschwindet scheinbar nicht so leicht und vollständig, weil sich eine andere tUinkle Linie an sie anschiiesst, die nicht dem Wasserstoff, soudern dem Eisen angehört und daher bei
Die spectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke. 65
der Aufhellung der eigentlichen Wasserstofflinie be- stehen bleibt; Lockykr jedoch hat constatiii, dass die -F-Linie selbst unter Umständen eben so vollständig ver- schwindet und sogar durch eine helle ersetzt wird, wie die C-Linie.
Wenn eine Brücke den Kern durchsetzt und nament- lich wenn gewisse rothe Schleier denselben überziehen, so sieht man daselbst die C-Linie aufgehellt oder wenigstens sehr geschwächt, wodurch ebenfalls die Anwesenheit von lebhaft glühenden Wasserstoffmassen angezeigt wird.
In dem Innern der Flecke erleidet das Spectrum eine bedeutende Veränderung; das gewöhnliche Aussehen der dunklen Linien und das Verhältniss der Lichtintensitäten an den verschiedenen Stellen desselben ist durchaus ver- ändert Einige sonst kaum sichtbare Linien werden ganz schwarz und sehr breit; andere erscheinen verwaschen an ihren Rändern und wieder andere bleiben ganz unver- ändert Die Fig, 26^ entworfen nach Seochi's Beobach- tungen vom 11. und 13. April 1869, giebt eine annähernde Vorstellung der Haupterscheinungen. Der dunkle Streifen Nr. 2 ist das Spectrum des Kerns, in welchem sich zahl- reiche Linien stark erbreitem und neue dunkle Bänder und Linien auftreten: eines zwischen B und C, zwei zwi- schen C und D und zwei zwischen E und F ; ausserdem, was sehr bemerkenswerth ist, drei Paare von weniger dimklen, fast hellen Linien im Grün zwischen b und F, Der Streifen Nr. 1 repräsentirt das Spectrum der Brücke mit den hellen, in das Spectrum des Kerns hinübergrei- fenden Linien des Wasserstoffs. Der Streifen Nr. 3 be- zeichnet das Spectrum des Halbschattens, in welchem die dunklen Linien des Wasserstoffs wegen der theilweisen Umkehr ung fehlen.
Schellen, Spectralanalyse. II. 5
Die B(iectruakopiiichB Uut
thang d«r S
' uebeliff
FiiBtdic.
Bchttrf^ Begrenzung, ii
Wird der Spalt des Spcctroskops von der Peuumbia gegt^n den eigeiitiicheii Kern des Sonnenflecks vei-schoben, HO nehmen die mebiUiM'hen Linien euccessive an Breite /ii. Geht der Spalt über ['enumbra und Kern zugleich, so sind die Linien auf dL>m Kern am breitesten, werden über «Icr Peuunibra immer sc)imuler und laufen endlich spit:£ aus. Hieraus ergiebt sich also, Jasa die absorbireud wir- keudf Schicht, welche diese Erlireiteruug der Linie er-
zeugt, mit der Annäherung an den Kern an Dicke oder au Dichtigkeit zuninwit. Ausser diesen charakteristischen Verändeiuugen, welche die Liuien erleiden, ändert sich nach äEUcm auch die relative Helligkeit der einzelneu Tbeile des Spectrums, besouders im Roth, im Uelb und im Gruu. Ee bilden sieb dunkle Bänder, namentlich zwi- schen den Linien B und C und in der Nachbai'scbal't von D. Eine sehr merkwürdige Erscheinung, die auch Skcchi gesehen hat, besteht darin, dass man bisweilen in dem Spectrum des Kerns eines Flecks die beiden Natriam- linien Oi und D^ umgekehrt, ako hell sieht, wie es die
CS I)ie SpettraUnalyHe.
n;icli einer am 22. Septt'iiil»ei" 1870 gemachten Beobachtung vOD Yousü gezeichnete Fig. 28 zu erkeniien giebt; gleich- zeitig sieht man dann noch die Liiiien C und F, oft auch />3 und noch sonstige Linien, z, B. Hy (2796 K.), Jj, b,, h-i, b^; 1474 K. u. s, w, glänzend. Die Ursache dieser Er- scheinung liegt nach Secchi darin, dasa zu solchen Zeiten grosse und intensiv leuchtende Protuberanzen sich über den Fleck ausbreiten und die hellen Linien dieser letzteren die dunklen des Klecks überstralilen und in helle umkehren.
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Fleck, den er am 20. Februar IDGit beobachtete, dass sowohl die Maynetium-, als auch die liariumlmütn eine Erhreite- rung erleiden, und stimmt mit Secchi darin nberein, dass diese Verstärkung der FRAtra- HOKKtt'schen Linien, wie sie im Spectrum der Flecke vor- konmien, von einer vermehr- ten Absorption derjenigen Ma- terien herrühre, welclie die Flecke bilden, und dass im Allgemeinen die Flecke Veiiüfuwjai in der Oberfläche dos SonnenkÜrpers sind, ausr/ffüllt mit verdichteten Massen derjenigen Substanzen (Fisen, Calcium, Barium, Magnesium, Natrium, Wasaeratoft), deren Linien im Spectrum eine Er- breiterung und grössere Verdunkelung erleiden, und über- ratft von dem leichteren Wasserstofigase,
Endlich hat auch Professor C, A. Yoirao io Princeton ('S. .]., U, St America) bei einer am S. April 1870 an- gestellten spectroskopischen Untersuchung einer grossen I'"lecki^rigru|)pc gefunden, dass die Wasserstofflinien C und F auf dem Kerne umgekehrt wurden und leuchtend erschienen.
Die »pectroskopische Untersuchung der Sonnenflecke.
69
C war sehr hell, F weit schwächer; die übrigen Wasser- stofflinieu Hy (2706 K.) und m oder li (3365,5 K.) wurden nicht umgekehrt, schienen jedoch etwas feiner zu sein. Ebenso fand er, dass viele dunkle Linien sich erbreitert hatten und dunkler waren, andere dagegen sich nicht verändert hatten. Zu den letzteren gehörten a, J?, £, 1472 (K.), die Linien -6, 1691 (K.) und G, Die beiden Natriumlinien Z>| und Z>2, sowie 850 (Eisen) waren deut- lich, wenn auch nicht bedeutend erbreitert
Am meisten zeigten sich folgende Linien von der ver- stärkten Absorption der Fleckenmaterie afficirt: 864 (Ca)^ 877 (Fei), 885 (Ca), 895 (Ca), 1580 (Ti), 1589 (Ti), 1627 (Ca) und 1629 (Ti). Die Titanlinien, welche nach Angström's Atlas identificirt wurden, traten besonders stark hervor, was um so bemerkenswerther ist, als sie im gewöhnlichen Sonnenspectrum nicht bemerkbar sind; ähn- liches gilt auch von den GalciumUnien.
Im October 1877 wurde auf der Sternwarte zu Green- wich ein Sonnenfleck spectroskopisch beobachtet, der eine aussergewöhnliche Anzahl von Veränderungen der Spectral- linien zeigte, wie folgende Tabelle angiebt.
|
Zahl der |
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Element |
beobachteten Linien |
Charakter der Veränderung |
|
Calcium |
12 |
Sehr viel dunkler. Nahe von doppelter Breit«. |
|
Natrium |
2 |
Sehr viel dunkler. Die zwei Linien fast über dem Kern zusammen. |
|
Titaninm |
11 |
Sehr viel dunkler. Nahe doppelt breit. |
|
Eisen |
80 |
Breiter und dunkler. |
|
Barium |
\ |
Etwa doppelt so dunkel und breit. |
|
Magnesium |
\ |
Breiter und dunkler. |
70
Die Spektralanalyse.
|
Element |
Zahl der beobachteten Linien |
Charakter der Veränderung |
|
Nickel |
(> |
Etwas dunkler. Halb 8o breit als sonst |
|
Chrom |
3 |
Etwas dunkler und breit. |
|
Wasserntoff |
3 |
Viel matter und weniger bestimmt, um- gekehrt in der Kachbarschaft nördlich vom Centrum wie am 5. November. |
|
Corona-Linie |
1 |
Viel schwächer über dem Fleck. |
|
^3 Tellur. Banden |
1 1 |
Nicht gesehen, weder hell noch dnnkeL Band a breiter und dunkler. |
Ausser der Zunahme und Breite der Linien wurden auch Verschiebungen derselben gegen das rothe und blaue Ende bemerkt, besonders bei den F- und 2)-Linien. Am 31. October erschien die i* -Linie; der Theil über der nachfolgenden Hälfte des Flecks war gegen das rothe, der andere gegen das blaue Ende verschoben. An dem dun- kelsten Theile des Flecks waren die /^-Linien an der rothen Seite verbreitert um die Hälfte des Zwischenraumes Dl bis D.2n während die brechbare Seite scharf und nicht merkUch verschoben war. Der Fleck wurde (nach wol- kigem Wetter) zuerst am 30. October gesehen, als er auf der Scheibe weit vorgerückt war, und Photographien wur- den erhalten am 30. und 31. October, am 1., 2., 3., 4. und 5. November, während welcher Periode er nur geringe Veränderung erlitt, ausser dass eine Gruppe kleiner Flecke, die ihm nahe folgton, sieh am 5. November vereinigt hatten und nur eine Gruppe von Fackeln hinterhesseu, welche am 8. November nahe am Rande gesehen wurden.
Eine merkwürdige Thatsache ist die, dass gelegentlich in dem Spectrum eines Sonnenflecks Linien auftreten, welche im Spectrum der Sonne selbst nicht wahrzunehmen
Die spectronkopische üntersnchung der Sounenflecke. 71
sind. VooEL hat die Vermuthung ausgesprochen, dass dieses, sowie die einseitige Verbreiterung einiger Linien, vielleicht dahin deute, dass die Temperatur über den Flecken so weit erniedrigt wäre, dass einige der EUe- mente vorübergehend chemische Verbindungen eingehen. Eine ähnliche Ansicht hat auch Young ausgesprochen, wobei er bemerkt, dass nach der Beobachtung von Schuster vorzugsweise die Spectra nicht elementarer Stoffe durch derartige, einseitig verschwommene Streifen charakterisirt sind. Die Spectra der Sonnenfackeln zeigen keine wesent- liche Abweichung von denjenigen der benachbarten Theile der Sonnenoberfläche, doch sind sie natürlich heller. Bei einigen Fackeln ist jedoch die i'-Linie etwas gegen Violett hin erbreitert
Die bisherigen Resultate der Spectralbeobachtuugen, so wichtig und gehaltreich sie auch sind, stehen doch noch zu vereinzelt und ohne den nöthigen Zusammenhang mit den Ergebnissen der teleskopischen Beobachtungen der Flecke und Fackeln da, um ein vollständiges Material für die Elrklärung der Natur dieser Gebilde abzugeben. So viel aber dürfen wir mit einiger Sicherheit schon jetzt schliessen, dass die Erscheinung der Erbreiterung und des Dunklerwerdens der FBAüNHOFEB'schen Linien, sowie das Auftreten von neuen dunklen Banden in dem Spectrum des Kerns nur von einer verstärkten Absorption seitens der- jenigen Materien herrührt^ welche den Fleck ausmachen.
Indem das weisse Licht des Sonnenkems, welches be- reits in der absorbirenden Schicht eine Absorption er- litten hat, durch die Materie eines Sonnenflecks hindurch- geht, erleidet es nochmals eine theilweise Absorption von denjenigen Stoßen, die vorzugsweise und in grösserer Menge in dem Fleck enthalten sind. Da nun die Cal-
72 Die Sptictralanalyse.
ciuiii- und die Eiseulinien des Fleckenspectrums besonders stjirk, die Natriundinien in geringerem Grade und noch weniger die Magnesiumliuien afficirt erscheinen, so kann man scliliessen, dass die den Sounenfleck bildende Sub- stiinz vorzugsweise au« Dämpfen von Calcium, Eisen, Titau, Natrium, Barium und Magnesium zusammengesetzt ist, dass jedoch diese Stoße in verschieden dicken Schichten und in sehr verscliiedenen Verhältnissen daselbst vorkommen.
Dass das Wasserstolfgas bei den Flecken eine Haupt- rolle spielt, zeigt das Spectrum aul' die unzweideutigste Weise. In denjenigen Theilen, welche dem Kerne dicht anliegen, also in der Brücke, wo eine solche vorhanden ist, und in dem Halbschatten tritt die Einwirkung der Wasserst off linien am entschiedensten auf. In dem Spec- truni der Brücke (Nr. 1) erscheinen diese drei charak- teristischen Linien //«, ////, lly als hellglänzend; in dem S|)ectrum des Halbschattens (Nr. 3) fehlen sie oft ganz und in dem Spectruni der reinen Sonnenscheibe und des Kerns (Nr. 2) treten sie als die bekannten dunklen Fhacx- noFKuVchen Linien C\ t\ nahe G auf.
Die Erklärung dieser Erscheinung ergiebt sich durch die Annahme, dass von Zeit zu Zeit aus dem Innern des glühenden Sonnenkerns Wasserstoft'gas nach aussen hervor- bricht. Wegen seiner grossen Leichtigkeit wird sich dieses (ias in ungeheuren Flammensiiulen (Protuberanzen) über <lie absorbirende Dampfschicht der Photosphäre erheben, bald darauf aber infolge der durch die Expansion ent- stehenden Abkühlung chemische Verbindungen mannig- faltiger Art, insbesondere mit dem Sauei'stoff eingehen und dann theils unverbunden nach den Seiten hin abfliessen, theils in seiner Verbindung mit dem Sauei*stoff (Wasser- dampf) und mit den anderen Stoffen der Sonne gasige oder
Die spectroHkopiHchü Uiiiersnchuiig der Sonueuflecke. 73
dampfförmige Massen darstellen, welche sowohl ihrer Natur nach als infolge fortwährender Abkühlung dichter sind als das WasseistoflFgas, und durch ihre Schwere nieder- sinken. Dass der aufsteigende Gasstrom eine Menge von solchen Stoffen, die im Sonnenkern und in der absor- birenden Dampfschicht (der Photosphäre) vorhanden sind, mit sich fortreisse und in die Höhe führe, ist natürlich; wenn diese Substanzen selbst glühend in dem glühenden Wasserstoffgase in hinreichender Menge vorhanden sind, werden wii* ihre charakteristischen Linien als helle leuch- tende Linien in dem Spectrum der Flammensäulen wahr- nehmen können. In der That sind derartige Linien zu- gleich mit den hellen Linien des Wassei^stoffs während der Sonnenfinsternisse in den Protuberanzen, von denen später die Rede sein wird, beobachtet worden, und werden jetzt täglich bei Sonnenschein, zuweilen in grosser Zahl, auf der Sonnenscheibe wahrgenommen.
Wenn die Heftigkeit der Gaseruption nachgelassen hat, dampfförmige Niederschläge mannigfacher Art erfolgen und vielleicht chemische Verbindungen ihr Spiel beginnen, so tritt die Bildimg des Flecks ein. Die schweren Theile dieser Niederschläge sinken nieder und bilden an den Stellen der grössten Verdichtung den Kern eines Flecks, an den weniger dichten Randtheilen desselben den Halö- ifchatten. Aber auch der dampfförmige Kern lässt, unge- achtet er uns fast schwarz erscheint, noch eine Fülle des Sonnenlichtes hindurch, ja nach begründeten Vermuthungen strahlt ein schwarzer Kernfleck immer noch vieilausendmal so viel Licht aus als eine gleich grosse Fläche des Voll- mondes. Die Resultate der Spectralanalyse sind damit im Einklänge, denn auch der schwärzeste Kern giebt noch ein Spectrum mit allen Einzelheiten des vollen Sonnenlichtes.
71 Die Spectralanalyse.
Wo der Fleck von den darüber luDfluthenden photo- spbärischei) Massen durchbrochen wird, bildet sich eine bogenaiinte Brücke, ein hellleuchtender Streifen, welcher den Fleck und den Halbschatten durchsetzt. Die Licht- strahlen des glühenden Wassersto£fs, welcher aus den be- nachbarten Theilen der Brücke, an den Rändern des Flecks ausströmt und sich über die absorbirende Schicht der Brücke ergiesst, werden nicht weiter absorbirt und über- strahlen die dunklen FfiAUNHOFEB'schen Linien C, ^, nahe G; diese Linien werden daher in dem Spectrum der Brücke fNr. 1) aus dunklen in helle umgekehrt In dem Kerne des Flecks ist der freie Wasserstoff nicht mehr in hin- reichender Fülle vorhanden und auch die Temperatur ist zu gering, als dass seine Linien //a, /?, y die dunklen FRAUNHOFER'schen Linien C, jP, nahe Q zu überstrahlen oder auch nur erheblich zu schwächen vermöchten; da- gegen reicht die Lichtfülle und die Temperatur des Wasser- stoffs in den zum Halbschatten gehörigen Theilen noch hin, dass seine drei hellen Linien, mit den genannten dunklen Linien C, jP, nahe G coincidirend, diese bis zur Intensität der benachbarten Lichtregionen des Spectrums aufhellen und daher unsichtbar machen. In dem Spectrum der Brücke (1) erscheinen daher diese Linien meist hell, in dem des Kerns (2) bleiben sie dunkel, in dem des Halbschattens fehlen sie oft ganz.
Die verschieden grosse Veränderung, welche die Linien des Wasserstoffs, des Magnesiums und des Natriums, des Calciums und des Eisens in dem Spectrum des Kerns er- leiden, scheint anzuzeigen, dass in den wolkenartigen und (lami)fionnigen Gebilden, die den Fleck ausmachen, die neuen Verbindungen sich nach Massgabe ihrer specifischen Schwere in verschiedenen Schichten übereinander lagern.
Die spectroskopische UuterHuchuug der Souneuflecke. 7f5
Das Wasserstoffgas nimmt danach die höchste Stelle ein; Wasserdampf, Magnesium und Natrium folgen in dünneren Schichten darunter; die schwereren Calcium-, Titan- und Eisendämpfe bilden die tiefere und dickere Schicht, die Basis des Flecks.
Die Bildung eines Flecks wird hiemach einer Wasser- stofferuption bald nachfolgen; der Fleck selbst ist eine dichte, wolkige, vielleicht breiartige, mannigfach zusammen- gesetzte glühende Masse, welche durch ihre Schwere in die den äusseren Theil des Sonnenkörpers ausmachende Photosphäre auf eine gewisse Tiefe hineinsinkt, das Licht der noch darunter befindlichen Photosphäre theilweise zu- rückhält und daher sich für unsern AnbUck als dunkle Masse auf der Sonnenscheibe projicirt, wie selbst das un- gemein intensive Licht des im Knallgase weissglühenden Kalkes, das DnuMMOND'sche Licht, gegen die Sonne ge- sehen, uns schwarz erscheint.
Die ungeheuren Dimensionen, welche diese dichten Dampfinassen zuweilen nach allen Richtungen hin ein- nehmen, lassen ihre relative Beständigkeit, welche nicht selten während mehrerer Sonnenumdrehungen andauert, erklärlich finden. Für ihren Untergang können wir theils das Hineinströmen der photosphärischen Massen in die Tiefe des Flecks, theils das völlige Versinken der Dämpfe in die tieferen Regionen des Sonnenkems hinein und in- folge übergrosser Erhitzung die dadurch herbeigeführte neue Dissociation der Verbindungen in die einzelnen Ele- mente als Ursache annehmen.
Wir sind weit davon entfernt, in den vorstehenden Gedanken eine alle Erscheinungen der Sonnenflecke um- fassende Erklärung finden zu wollen. Wenn es gewiss von höchstem Interesse für uns ist, die physische Natur des-
7t> l>ie Spertralanalyse.
jenigeii Himmelskörpers näher kennen zu lernen, der uns Licht, Wärme, Bewegung und Leben giebt, so müssen wir uns anderseits doch sehr hüten, dasjenige fiir Wahrheit und Wirklichkeit zu halten, was zunächst nur das Resultat unserer Combinationen ist, und dieses um so mehr, wenn unsere Speculatiouen nur auf Beobachtungen beruhen, die vereinzelt dastehen und des Zusammenhanges mit dem grossen Ganzen, zu welchem sie gehören, noch entbehreo. Die soeben entwickelten, aphoristisch dargestellten Ideen sollen daher auch nur dazu beitragen, die bisherigen Re- sultiite der Spectralbeobachtungen einigermassen zu erläo- tern, dieselben auf eine ungezwungene \Veise zu interpre- tiren und mit den nachfolgenden Ergebnissen der Sonnen- tinsteruisse seit löG8 in Zusammenhang zu bringen.
9. Sonnenfinsternisse.
Die Ursache, dass unsere Kenntnisse von der Natur der Sonne noch so lückenhaft sind und dass selbst heute zwischen fast diametral gegenüberstehenden Ansichten noch nicht mit völliger Gewissheit entschieden werden kann. liegt zum grossen Theile darin, dass das blendende Licht der SonnenoberHäche oder der Photosphäre für gewöhn- lich die übrigen leuchtenden Theile, die in der Umgebung des Sonnenrandes vorhanden sind, überstrahlen und diese daher auch in den stärksten Fernrohren unsichtbar bleiben. Ein Abblenden der Sonnenstrahlen durch Zwischenschiebeu einer undurchsichtigen Scheibe führt nicht zum Ziele, weil das diffuse TatpisUcht dadurch nicht beseitigt werden kann und dieses ebenfalls gegenüber dem schwachen Lichte der Sonnenumgebung zu intensiv ist. Anders stellt sich die Sache während der Dauer einer totalen Sonnenfinstemissy
Sonnenfinsternisse. 77
WO der Mond die ganze Sonnenscheibe bedeckt und ge- wisse Strecken der Erdoberfläche in seinen Schattenkegel einhüllt. Dem von dem Lichte des Tages nicht mehr be- hinderten Beobachter zeigt sich dann in der Umgebung der Sonne eine Reihe von Einzelheiten, die er sonst nicht wahrzunehmen vermag und deren Erkenntniss vorzugsweise geeignet ist, über die Natur und die physische Beschaffen- heit der Sonne Licht zu verbreiten.
Wenn im Beginne einer totalen Sonnenfinsterniss der Mond auf seinem Laufe von West nach Ost vor die Sonnen- scheibe . tritt, so bemerkt der Beobachter bei directem Sehen den Eintritt der Mondscheibe auf der westlichen (d. h. rechten) Seite der Sonne; bedient ersieh dabei eines astronomischen Fernrohrs, so erscheint das Bild darin umgekehrt und die Verfinsterung beginnt scheinbar auf der linken Seite. Bleiben wir bei dem ersteren Falle, so rückt der Mond von West nach Ost vor der Sonnenscheibe weiter und die Verfinsterung nimmt zu, bis der Mond in gewissen Fällen mit seinem voranschreitenden östUchen Rande die ganze Sonne bedeckt und auch die letzten Strahlen auf der Ostseite der Sonne verschwinden. Zwi- schen diesem Momente, dem Beginne der totalen Finster- niss, und demjenigen, wo der nachfolgende westliche Rand des Mondes die Westseite der Sonne berührt und gleich darauf die ersten Strahlen wieder auf der Westseite der Sonne hervorbrechen, liegen oft nur wenige Minuten. Aber um ihrerwillen rüsten die Nationen umfangreiche und kost- spielige Expeditionen aus und die ganze gelehrte und ge- bildete Welt folgt ihnen mit Spannung, einestheils, weil sie ein kostbares Material für die Erforschung unseres Centralkörpers verheissen, anderntheils, weil die Hebung dieses Schatzes eine Frage des Wetters ist und ein kurzer
7^ Dii^ ?jp«iftrdUiiialyse.
Wolkeii>5chIeier oder ein flüchtiger Nebelstreif alle wanrltPn Müheu uDd Kosten vereiteln kann.
Wir wtiU*fii uns nicht durch eine Schildemn jrriigeii Veräiultjrungen aufhalten, die während des schreitens der Finsterniss in dem landächaftlichec vor sich gehen, noch des tiefen Eindrucks EIrwi thun, welchen das plötzliche Verschwinden des StiiinenstrahLs und das eben so plötzliche Wiedererst; ths Lichtes auf die Menschen und Thiere macht.*
Der Durchmesser des Schattenkegels, welche Mond nach der Ertle zu wirft, beträgt an der Stel ♦ir die P^dobertiäihe trifft, zu dieser Zeit für die Aeq grgenden nur etwa dreissig deutsche Meilen, aber Schatten bleibt auf der Erdobeilläche nicht stehen. einem etwas erhöhten Standorte sieht man den Seh kcgel des Mondes mit ratender Geschwindigkeit 1 kommen, und das Gefühl, als ob ein materieller C stand, wie ein ungeheurer Rauch, über die Erdober fortstürme, erfüllt den minder eingeweihten Zuschaw Angst und Schrecken. Wenige Augenbhcke vor da ginne der Totalität werden die helleren Sterne sie und der scharf begrenzte schwarze Mondrand zeigl allseitig von einem meist niedrigen, aber sehr 1 silberweissen Ringe oder Lichthofe, der sogenannte] ronuj umgeben. Von der Corona aus gehen nach Richtungen hin in Höhe und Breite unregelms wenig leuchtende Strahlenbündel, welche die Mondscheibe wie mit einem Heiligenschein umgeben; j)H[egt diesen ^"Strahlenkranz wohl auch die Glorie (^ aigrettes; zu nennen.
- r»'l)«T «lit's«' Kinzi'lheittMi s. iSer.chi-Schelleii: „Die öoune." Hi.h>srig, (i. U'rsttTiiiann, löTli.
SonnenfixiHternisse. 79
Fig. 44 auf Seite 107 giebt ein von Dr. B. A. Gould mit höchster Sorgfalt angefertigtes Bild der totalen Sonnen- fiusterniss vom 7. August 1869, wie es sich in Des Moines (Nordamerika) dem unbewafifneten Auge des Beobachters darbot.
Wenn die Totalität der Finstemiss eingetreten ist, sieht man an verschiedenen Stellen dicht am Mondrande entweder einzeln oder zu unregelmässigen Conglomeraten zusammengedrängt, wolkenartige Massen von rosenrother oder blasskorallenrother Färbung, die Protvberanzen. Sie durchsetzen in den wunderlichsten Formen die Corona, bald als einzelne Auswüchse von ungeheurer Höhe, bald als niedrige, aber weit am Mondrande hin verlaufende An- schwellungen. Die ersten Protuberanzen gewahrt man in der Regel auf der östlichen (linken) Seite der Sonne, wo im Anfange der Totalität der Mond den Sonnenrand nur eben berührt und die nächste Umgebung der Sonne noch unbefleckt ist; in dem Masse, wie der Mond nach Osten (0) hin fortrückt, werden dann auch die westlichen Theile (W) der Sonnenumgebung frei, und es treten dann auch hier die Protuberanzen in grösserer Zahl und in deutlich ausgeprägter Entwickelung hervor.
Die früheste Erwähnung der Corona bei totalen Sonnenfinsternissen findet sich bei Plutahch, der die trotz der vollständigen Bedeckung der Sonne noch verbleibende Helligkeit sehr richtig dem hellen Lichtkranze um die schwarze Scheibe zuschreibt. Später erwähnt Müratori die Corona bei einer Sonnenfinstemiss im Jahre 1239 und fügt seiner Beschreibung sogar bei, dass man in der Nähe des bedeckten Sonnenrandes eine feurige Oefi'nung gesehen habe, was auf eine grosse Protuberanz deutet. Auch Clavius erwähnt die Corona bei der Sonnenfinstemiss,
80 Die Spectralanalyse.
die er am 21. August 15G0 zu Coiinbra beobachtete. Die früheste bestimmte Wahrnehmung einer Protuberanz machte Stannyan aus Bern bei der totalen Sonnenfiiisterniss vom 12. Mai 1706, später beschrieb VASSE^^üs aus Gothenburg in seinem Bericht über die Finsterniss von 1733 vier röthhche Flecke von wolkenartiger Gestalt, die bei d» Totalität ausserhalb des Mondrandes sichtbar waren.
Es unterliegt gegenwärtig keinem Zweifel mehr, dass diese merkwürdigen Gebilde der Sonne angehören und grossartige Anhäufungen einer glühenden gasigen Materie sind, von welcher der ganze Sonnenkörper umgeben ist; es kann daher nicht auffallen, dass sie während der kurzen Dauer einer Finsterniss unter den Augen des Beobachters ihre Form verändern; um so mehr Erstaunen erregt die ungeheure Höhe, bis zu welcher diese Gassäulen über den Sonnenrand hinaus aufwachsen können, eine Höhe, die fiir einzelne dei*selben mehr als 20Ü00 deutsche Meilen beträgt
10. Photo^raphische Bilder der Soniien-
finsteniiss.
Ausser den für astronomische Zwecke, insbesondere zur genaueren Ermittelung der Durchmesser von Sonne und Mond und der Richtung des Moudlaufes wichtigen Beobachtungen der Zeit des 1., 2., 3. und 4. Contactes, nehmen während einer totalen Sonnenfinsterniss die Co- roiia nebst Strahl rnkvanz und vor Allem die Protuheranz/eu die Astronomen in Anspruch. Das ilülfsmittel der Beob- achtung war frülier ausschliesslich das Fernrohr; bei der grossen Sonnenfinsterniss vom 28. JuU 1851 wurde zuerst von Busen am Königsl)erger Heliometer, dann und mit grösserem Erfolge l^OO in Spanien an zwei verschietlenen
Photographische Bilder der Sonncnfinsteruiss. 81
Orten von P. Secchi und Warren de la Rue die Photo- graphie augewandt.
Da die photograjjh Ischen Aufnahmen der Sonne mittels eines Teleskops während der verschiedenen Perioden ihrer Verfinsterung nicht bloss die einzelnen dabei auftretenden Ei-scheinungen treu wiedergeben, sondern auch, wenn ihrer mehrere nach einander und an verschiedenen, nicht sehr nahe gelegenen Orten aufgenommen werden, ein deutliches Bild des ganzen Verlaufes der Finsterniss und der wäh- rend der Totalität eingetretenen Veränderungen liefern, so werden die photographischen Apparate in Zukunft bei allen bedeutenderen Verfinsterungen eine hervorragende Rolle spielen.
Im Wesentlichen bestehen alle Vorrichtungen dieser Art aus drei Theilen: 1) einem astronomischen Fernrohre; 2) einem Uhrwerke, um das teleskopische Rohr in einer der Umdrehung der Erde entgegengesetzten Richtung der Art zu bewegen, dass ein an das Fadenkreuz oder in die Achse des Instrumentes eingestellter Stern ungeachtet der Drehung der Erde diese Stellung im Rohre nicht verlässt, und dass dieses Rohr ohne Zuthun des Beobachters der scheinbaren Bewegung des Sterns oder irgend eines andern Objects am Himmel genau folgt; 3) dem photographischen Zubehör, welches sich für das Instrument auf eine Vor- richtung beschränkt, die geeignet ist, die Cassette mit den auf die gewöhnliche Weise präparirten Glasplatten an der- jenigen Stelle aufzunehmen, wo sonst im Teleskope das von dem Objective erzeugte Bild durch das Ocular direct angeschaut wird, und die einen Mechanismus enthält, um das Sonnenlicht nach Belieben nur einen kleinen Bruch- theil einer Secunde oder mehrere Secunden laug auf die präparirte Glasplatte einwirken zu lassen.
ScheUert, Spectralanalyic. II. [j
82 Die Spectralanalyse.
Je nachdem das Teleskop ein Reflector oder ein Re- fractor ist, das Objectiv also aus einem Spiegel oder einer Glaslinse besteht, befindet sich der photographische Theil am oberen oder am unteren Ende des Tubus.
Die Fig. 29 zeigt das von John Browning in London für das indische Gouvernement angefertigte photogra- phische Spiegelteleskop, mit welchem Major Tennant zu Guntoor die Sonnenfinsterniss vom 18. August 1868 photo- graphisch aufgenommen hat. Auf dem Boden des Rohres AA^ welches aus drei eisernen, durch zwei Flanschen CC mit einander verbundenen eisernen Röhren besteht, ist der versilberte Hohlspiegel B von Glas, Fig. 30y so ein- gesetzt, dass man mit Hülfe von zwei nach aussen hervor- ragenden Schrauben ihm leicht diejenige richtige Stellung geben kann, bei welcher die von ihm nach dem Plan- spiegel mn und von diesem nach dem seitlichen Rohre R reflectirten Lichtstrahlen sich an der Oeftnung von JB zu einem kleinen scharfen Bilde des beobachteten Gegen- standes, z. B. der Sonne, vereinigen.
Das Teleskop ^^ ist auf der sogenannten DeclinattonS' achse befestigt und am Ende dieser letzteren durch ein Gegengewicht D contrabalancirt. Der Declinationskreis befindet sich zunächst dem Gewichte D, E ist der auf der Polarachse GG befestigte Stundenkreis; derselbe giebt auf dem festen Nonius H die gerade Aufsteigung (Recta- scension) an. Da die untere Seite dieses Kreises über drei Frictionsrollen läuft, von denen zwei in der Figur sichtbar sind, so ist die Reibung dieser der Erdachse parallelen Polarachse so gering, dass zui* Bewegung derjenigen Theile des Instrumentes, welche bewegt werden müssen und die zusammen gegen fünf Centner wiegen, ein Gewicht von neun Pfund, (his beim Punkte* // an die Declinationsachse
l'hiitogru|>hi*Gtie Blldur d^r äonucuSnatcrDiaii Fig. 29.
angfliängl ist, ausreitlit. Das Gewicht des Teleskops und seines Gegengewichtes D, sowie das des Kreises E und des rlamit in Verbindung stehenden TiiebwerJces wird durch das am Ende der Polarachse angebrachte (jcwicht A' im
84 Die Spectrnlanalyse.
Gleichgewichte gehalten. Diese Achse GG trägtydas Trieb- rad / von Kanonenmetall, welches durch eine darunter liegende stählerne Schraube ohne Ende in Bewegung ge- setzt wird; das Achsenlager S dieser Schraube kann seit- lich verschoben und dadurch die Schraube selbst nach Belieben in die Zähne des Triebrades / eingerückt oder daraus entfernt werden; letzteres geschieht, um das Tele- skop mit der Hand in jeder beUebigen Richtung drehen und auf den zu beobachtenden Gegenstand einstellen zu können. Wenn, nachdem dies geschehen ist, die Schraube S in das Zahnrad / eingerückt wird, dreht sich das Teleskop nur unter dem Einflüsse des Uhrwerkes, welches in einem
Fig. 30.
m
. ...... ------- ^- - ._- ; s i«
...-t.. ^
1
Gang der Lichtstrahlen im Teleskope.
viereckigen. Kasten T von Bronze eingeschlossen ist, durch das Gewicht U getrieben und durch einen Centrifugalregu- lator K regulirt wird und ausschliesslich auf die Schraube ohne Ende und damit auf das Triebrad / und die Polar- achse GG einwirkt.
Wie Fig. 30 zeigt, werden die in paralleler Richtung auf den Hohlspiegel B von QV'j Zoll Durchmesser auf- fallenden Sonnenstrahlen so reflectirt, dass sie sich in einer Entfernung von 5 Fuss 9 Zoll (Brennweite) vereinigen würden. Vor diesem Brennpunkte aber steht der Diagonal- spiegel m?i, der die couvergirenden Strahlen seitwärts re- flectirt und in das Ocularrohr R bringt. Die Strahlen vereinigen sich etwas ausserhalb des Rohres R zu einem
i'hotofp^phisrhe Blliler Aer SonnebfiimterniKii. 85
Punlcto, wenn der leuchtende Gegenstand ein Punkt, oder nur sehr wenig grösser als ein Punkt ist; da aber der Durchmesser der Sonne unter einem Winkel von ungefähr Z2 Minuten erscheint, so ist das Bild derselben im Brenn- punkte etwas grösser als % Zoll.
Das Ocularrohr R dient zur Aufnahme des photo- graphiscben Theiles und enthält zu diesem Zwecke zu- nächst ein Rohr c, Fig. 31, welches sich mit Hülfe von zwei Federn / ganz genau anschliessend und ohne Licht
Fig. 31.
oder Staub durchzulassen vermittels der starken Schraube d hin- und herschieben lässt Auf den Kopf dieses innern Rohres c wird die Cassette ee, Fig. 32, mit der empfind- lich gemachten Platte zur Aufnahme des photographischen Bildes aufgesteckt. Die Einrichtung dieser letzteren ist aus der Figur leicht zu erkennen. Nachdem der undurch- sichtige Schieber b einwärts geschoben ist und damit die vier feinen Silherfädeii bedeckt sind, wird die präparirte Platte auf die vier in den Ecken befindlichen silliemen Plättchen gelegt und die Thür a geschlossen. Die Cassette
K6 llif SjierlralanalysB.
wird dann auf den Kopf von c, Fli/. 31, gesteckt, der Schieber b zurückgezogen und so die Platte der Einwir- kung <les Liclitctj ausgesetzt. Nach erfolgtem Exponiren wird b wieder eingeschoben, die Cassette abgeuommen und eine andeie mittlerweile praparirte Platte nebst neuer Cassettc auf das Teleskop aufgesetzt.
Um die Operationen während der kurzen Dauer der Vertinsterung nicht aufzuhalten, waren bei der Aufnahme
der Sonnentinstenüss sechs Cassetten mit eben so vielen Platten vorhanden. Das Kreuz, welches die vier Silber- fäden auf jeder Platte abzeichnete, und das dazu diente, die genaue Lage der Soonenachse auf jedem photographi- schen Uilde erkennen zu lassen, musste in voller Schärfe erscheinen ; zu diesem Zwecke waren die Fäden nur Vj^ Zoll von der präparirten Seite der Platte entfernt; dennoch musste der sehr dünne Schieber h sich mit völliger Sicher- heit zwischen den Fiiden und der Platte bewegen lassen, ohne den einen oder den anderen Theil zu berühren.
I'h')lugriiiihi>»!lir Hiliiizr il« SoiiiiiM]linsl.»-r]iiBS. 87
Iturch vorluTgängige Proben wurde der Brcnnputjkt fiu- die riatteu oder die Stelle, bis wie weit das Rohr c (Fig. 31) aus RJi herausgeschraubt werden nmsste. ermittelt Zu diesem Zwecke befand sich im Rückeu der Thür a (Fig. 2!l) ein runder Schieber, der. wenn er geöffnet war. einen Eiji- blick in die Cassette und auf das eingesetzte matte Glas gestattete.
Die beiden Abbildungen der Fig. 33 sind getreue Copien der von de la Rüe um lö. Juli ISGU zu Riva-
Fig. 33.
bellosa in Spanien aufgenommenen Photographion, von denen die erste das Stadium der Finatemiss um 3 Uhr 0 Minuten 40 Secunden, die zweite um 3 Uhr ä Minuten 50 Secunden (Gr. m, Z.) darstellt. Die Corona erscheint rings um den tief schwarzen Mond nur eben in einem aanften Lichte; intensiver zeigen sich die Protuberanzen na verschiedenen Stellen in der Corona, und unter ilineii erreicht eine auf der dfeeren linken Seite, von de la Rue in der Form mit einem türkischen Säbel verglichen, die ganz ungeheure Höhe von 15000 Meilen. Die sti-ahlen-
88 Die Siipclrolanaljao.
förmige, von der Corona auslaufende Glorie erscMen dem unbewaffneten Auge und im Teleskop von besonderer ScbÖnlieit, aber ihr Licht war zu schwach, als dass es einen photographischen Eindruck auf die exponirten Platten hätte ausüben können,
John Bbownino hat auf Anregung von Aiet ein zu photographis<;hen Aufnahmen von Sonnenfinsternissen die- nendes Teleskop verfertigt, dessen Aufstellung so einge-
richtet ist. dass sie ttir alle geographischen Breiten vom Aequator bis zu den Polarkreisen und darüber hinaus be- nutzt werden kann. Dieses Univei-sal-Aequatorial ist in Fitf. 34 dargestellt. Nach dem Vorhergehenden ist diese Zeichnung sofort verständlich. A ist die Polarachse, die an der Wiege HB befestigt ist, CC ein Bogen, der in jeder Lage mittels Schrauben geklemmt werden kann. Man kann dalier unter jeder beliebigen Breite der Polar- achse .1 diejenige Neigung gegen den Horizont geben,
Phot«)graphisrh«' BiM»T »1er SoiiiH'nfin.sterniss. 80
welche die Polliöhe des betreft'enden Ortes erfordert. 1) ist endlich das Uhrwerk, welches das Instrument treibt, so dass das Sonnenbild unverrückt auf demselben Punkte der Platte verharrt.
Zur Aufnahme von photographischen Bildern der Sonne haben die Spiegelteleskope manche Unbequemlichkeit und man bedient sich deshalb gegenwärtig zu diesem Zwecke meist der Refractoren. Anfangs bot der Refractor freiUch neue Schwierigkeiten, indem Femrohre dieser Art nicht für die chemischen Strahlen achromatisirt sind, so dass also die Brennweite für die vorzugsweise photographisch wirksamen chemischen Strahlen eine andere ist als für die optisch wirksamen. Man hat diese Schwierigkeit gehoben, indem man besondere Objectivgläser construirte, welche die chemischen Strahlen in derselben Weise vereinigen, wie die gewöhnlichen Objective die optischen, oder indem man die l)eiden Linsen des gewöhnlichen Objectivs etwas von einander entfernte, oder indem man durch Versuche feststellte, bei welcher Stellung der Cassette die schönsten Bilder entstanden.
Fig, So zeigt das ücular, welches Secchi behufs Photo- graphirung am neunzolligen Refractor der Sternwarte des CoUegium Romanum zu Rom anbringen Hess. Dasselbe ist von D ALLMAYER in London angefertigt worden. Das aus achromatischen Linsen zusammengesetzte positive ücu- lar 0 dient dazu, das Bild zu erzeugen; P ist die mit einem Spalte F und etwas höher mit einem kreisförmigen Diaphragma versehene, in verticaler Richtung sich bewegende Platte. Die Platte I) lässt sich in horizontaler Richtung ver- schieben; sie ist mit zwei Oeft'nungen versehen, von denen die eine ganz frei, die andere aber von zwei unter rechten Winkeln gestellten Mikrometertädcn durchkreuzt ist. V ist
90 Die S]ieclrBlanBlj>ie.
eine Feder von Kautschuk oder eine stählerne Spiralfeder, um die Platte P, wenn sie frei ist, in verticaler Richtung rasch herabzuziehen; C ist ein Faden, der die Platte bis zum Beginn der Operation hoch zu halten bat
Fig. 35.
Die ganze Vorrichtung wird nebst einer inwendig ganz geschwärzteu Camera Ji, Fig. ^6, auf den Kopf des Fern roh roculars 0 gesteckt. Letztere ist eine ganz ge- wöhnliche photographische Kammer, welche unten mit einem Falze zur Aufnahme der matten und collodionirten
rholoffTBiihiKchc Bilder der Sonnen flq st erni km. PI
Gla^|)l;ttteii versehen ist, und deren Dimensionen sich nacli der Grösse der aufzunehmenden Bilder richten. Durch Herausschrauben des Oculars 0 lässt sich das BihI der Sonne auf einer an das Knde der Caniem R einge-
Fig. 3ü.
pholojriphlMhfr Ciiiii
Behobenen matten Glasscheibe scharf einstellen. Die photographische Operation geschieht in folgender Weise: Nachdem die Platte P so gestellt ist, dass die Licht- strahlen das matte Glas treffen können, wird das Oculnr wie beim gewöhnlichen Photogrii|»hireii scharf eingestellt und die Platte P darauf so weit in die Höhe gezogen
f>2 Die Spectralanalyse.
(lass der Spalt F sich ganz über dem Lichtkegel be- findet ; in dieser Lage wird die Platte durch die Schnur C festgehalten. Nachdem dann an die Stelle des matten (Jhises die priii)arirte Platte eingeschoben worden ist, wird die Schnur durchschnitten; der Spalt F passirt nun unter Einwirkung der Feder V den Lichtkegel mit grosser Ge- schwindigkeit und die Lichtwirkung hat stattgefunden. Das Bild wird dann hervorgerufen und auf die gewöhn- liche Weise tixirt.
Einer ähnUchen Vorrichtung haben sich Vogel und LoHSK in Bothkanip zu fortlaufenden photographischen Aufnahmen der Sonne bedient. Der Durchmesser des in dem Brennpunkte des dortigen elfzoUigen Refractors ent- stehenden Sonnenbildes beträgt ungefähr 50 mm. Dieses Bild wurde zunächst durch einen von Schröder ver- fertigten Vergrüsserungsai)parat so weit vergrössert, dass die erzeugten Photographien einen Durchmesser von 105 mm erliiclten. Der angewandte Apparat besteht aus zwei achro- matischen Linsen, von denen die vordere kleinei*e, die der photographischen Platte am nächsten liegt, eine Oeffhung von 30 mm und eine Brennweite von 102 mm, die andere grössere eine Üeft'nung von 50 mm und eine Brennweite von 147 mm besitzt. Die Entfernung beider beträgt 136 mm. Die Linsen sind so combinirt, dass die ver- grösserten Bilder möglichst frei von Verzerrung sind.
Die Camera obscura, die zu der photographischen Aufnahme der Sonne verwendet wurde, besteht aus zwei mit Hülfe einer Schraube in einander verschiebbaren Kästen, die der Leichtigkeit wegen aus Cedeniholz gefertigt sind. Dieselbe wird mittels der Hülse des Vergrösserungsappa- rates, die zwei (iewindc trägt, von denen das eine Unks, das andere rechts geschnitten ist, an die gusseiserne, das
Photographische Bilder dor Sonnenfinsterniss.
93
untere Ende des Fernrohrs verschliessende Platte geschraubt, welche auch zur Befestigung des Spectralapparates und des Ocular-Ansatzes dient Innerhalb der Camera wird an der Fassung der oben erwähnten kleineren Linse der Moment- Verschluss angebracht. Dieser besteht, wie aus Fig, 37 hervorgeht, aus einem länglichen Brettchen a, auf dem sich mit möglichst wenig Reibuilg ein Schlitten h be- wegt, der eine spaltförmige Oeffnung s besitzt, deren Weite
Fig. 37.
MomentTerschluss am Bothkamper Refractor.
verändert werden kann. Dieser Schlitten ist ebenfalls aus Holz gefertigt, jedoch auf der inneren Seite mit Blech be- legt. Er trägt einen kleinen dreiseitig prismatischen An- satz c von Messing, der sich, wenn man die Feder d spannt, in den Anker des Elektromagneten e einhaken lässt. In dieser Stellung verschliesst der untere Theil des Schlittens b die vordere Linse des Vergrösserungsapparates lichtdicht. Der Elektromagnet steht durch eine Draht- leitnng mit einem galvanischen Elemente in Verbindung. Bei SchHessung des Stromes wird der Anker angezogen
94 Die S[H>(ttr.ilunalyKe.
und der Schlitten der Zugkraft der Feder ausgesetzt. Hierdurch wird bewirkt, dass der erwähnte Spalt vor einer in dem viereckigen Krcttchen a befindlichen, der Grösse der vorderen Linse entsprechenden runden Oeftnung vor- beigezogen und auf diese Weise die empfindliche Platte den Strahlen der Sonne während der kui'zen Zeit des Vorüberganges des Spaltes ausgesetzt wird. In der Stel- hmg, in der der obere Theil des Schlittens die Linse wieder bedeckt, wird die Bewegung durch zwei Messing- stifte aufgehoben.
Die Auslösung des Monientvei'schlusses auf elektrischem Wege zu bewerkstelligen, hat den Vorzug, dass Erschütte- rungen des Fernrohrs ganz vernn'eden werden. Auch lassen sich die Leitungsdrälite leicht lichtdicht in die Camera einlühren.
VüüEL und 1^)HSK lieben als wichtig hervor, dass der Momentverschluss im Innern des Fernrohres angebracht werde und, um die Dauer der Exposition möglichst abzu- kürzen, dahin zu verlegen sei, wo der Querschnitt des Strahlenkegels ein Minimum ist Eine Verschlussvorrich- tung am Objectiv ist ganz zu verwerfen. Besondere Er- wähnung verdient noch eine Einrichtung der Cassette für die lichtemptindliche Platte, durch welche es möglich ist, die Richtung der täglichen Bewegung auf den Photographien mit grosser Schärfe anzugeben, ohne dass es nöthig wird, einen Draht im Brennpunkte des Fernrohrs auszuspannen and durch dessen Bild die Photographien zu entstellen. Die Ein- lage in der Cassette trägt zu diesem Zwecke an der bei der Exposition zu unterst ijetindlichen Seite zwei eingekittete ( rlasstäbchen, auf w(»lche die photographische Platte mit einer gut plangeschliftVnen Kante aufgesetzt wird. Vor der F^xpt)siti()n wird in diese Cassette eine matte Glasplatte
Photographische Bilder der Sonnenfiuaternisa. 05
eingelegt, deren untere Kante ebenfalls plangeschliifen ist und auf welcher parallel dieser Kante eine Linie gezogen wurde. Diese Platte wird in der Cassette von zwei Federn festgehalten, um bei schräger Stellung des Femrohrs ihr Herausfallen zu verhindern, sobald man die Cassettenthür und den Schieber öffnet. Die Einstellung auf die Richtung der täglichen Bewegung erfolgt nun so, dass man die Camera dreht, bis das Bild eines kleinen Sonnenflecks auf der erwähnten Linie läuft. Ersetzt man später diese matte Scheibe durch die sensitive Platte, so ist die ebenfalls plangeschhffene untere Kante der letzteren auch parallel der Richtung des scheinbaren Parallels, und kann, da die Zeit der Exposition bekannt ist, später mit Leichtigkeit die Lage des Sonnenäquators auf der photographischen Platte angegeben werden.
Um sowohl die Luft im Innern des Femrohrs als auch den Schieber des Momentverschlusses während der photographischen Aufnahme nicht unnöthig zu erhitzen, ist das Objectiv durch eine Klappe verschlossen, welche von unten mit Hülfe eines Fadens dirigirt werden kann und erst kurz vor der Exposition geöffnet wird. Die Dauer der Exposition ist verschieden und richtet sich nach dem Zwecke, den man dabei verfolgt, und nach der Grösse des Objectivs. Bei einer Oeffnung von 95 mm schwankt nach Vogel und Lohse die Expositionszeit je nach dem Stande der Sonne zwischen 0,005 und 0,008 Secunde. Diese Zeitangabe gilt jedoch nur für die ge- wöhnliche Aufnahme von Sonnenflecken. Handelt es sich bei einer totalen Sonnenfinsterniss um photographische Aufnahme von Protuberanzen, so ist dafür eine Expositions- dauer von 1 Secunde bis zu 5 oder 7 Secundeu erforder- lich. Soll endlich die Corona photographiil werden, so
96 Die Spectralanalyse.
ist in günstigen Fällen Vi Minute, häufig aber 1, ja l'/s Minuten Zeit erforderlich. Bei einer so langen Ebcposition wird das Bild der Protuberanzen auf der Platte wieder undeutlich.
11. Die totale Sonnenflnsterniss vom 18. Ang. 1868.
Die erste totale Sonnenflnsterniss, gelegentlich deren die spectroskopische Untersuchung der alsdann sichtbaren Sonnenphänomene eintreten konnte, war diejenige vom 18. August 1868. Sie wird deshalb für alle kommenden Zeiten in der Geschichte der Wissenschaft merkwürdig bleiben, und da sie gleichzeitig den Ausgangspunkt für eine Reihe späterer Specialuntersuchungen bildet, so ist es nöthig, hier etwas eingehender auf sie zurückzugreifen.
Nicht überflüssig ist zunächst die Bemerkung, dass totale Sonnenfinsternisse für einen bestimmten Ort zu den seltensten Himmelserscheinungen gehören. London sah deren keine seit 1715 und Berlin wird erst am 19. August 1887 die nächste totale Sonnenfinsterniss haben. Paris erblickt im ganzen neunzehnten Jahrhundert keine. Die Finsterniss vom 18. August 1868 fordei*te daher mit Recht die Gelehrten aller Nationen zu ihrer Beobachtung auf, und wir übertreiben nicht, wenn wir sagen, dass sie vielleicht mehr als irgend eine andere astronomische Erscheinung unseres Jahrhunderts das Interesse der Völker in Anspruch genommen hat. Die Zone der totalen Verfinsterung durch- schritt in einer Breite von dreissig Meilen vorzugsweise die südlicheren Theile Asiens von Ade7i über Hindustan^ Malakay ßorneoj Celebes u. s. w., und es wurden von Deutschland^ Oesterreichj Frankreich und England Ex- peditionen ausgesandt, die von namhaften Astronomen ge-
Di« totale SonueiiAtiilcniiMi vom 18. August 18C8. 97
leitet und mit allen Beobacbtungsniitteln der vorzüglicbstca Art auf das reichste ausgerüstet wurden.
In Fig. 38 ist die Zone der totalen Finstemiss zwi- schen Aden und der Torres-Strasse, auf welcher die Beob- achtungen stattfanden, abgebildet; der mittlere dunklere Strich bezeichnet die Mitte des Schattenweges, auf welchem
98 Die Sportralanalyse.
die Finsterniss die grösste Dauer hatte. Der Berechnung nach begann die totale Verfinsterung auf der Elrde über- haupt am 18. August 4 Uhr 20 Min. früh, wahrer Berhner Zeit, an einem Orte südlich von Khartum am NiU der 53^33' östlich von Ferro liegt und dessen nördliche geo- graphische Breite IP 14' beträgt. Der Kemschatten streifte mit seinem Nordrande Gondar, ging über den Zanasee hinweg, passirte die Strasse Bab-el-Mandeb^ gelangte nach Ad4m^ wo unsere Zeichnung beginnt, ging durch das ara- ])ische Meer nach Vorderindien, wo die Ortschafben Sam- khandi\ Beejapoor^ ifoolwar, Guntoor^ Mastilipatam nahe der ContraUinie lagen und die Dauer der Totalität zwischen 5 Minuten 10 Secunden und 5 Minuten 45 Secunden be- trug. Im Meerbusen von Bengalen und auf der Afalajischen Halbinsel fWha Tonne) nahm die Dauer noch zu, bis sie im Golf von Siam ihren grössten Werth von 6 Minuten 50 Secunden erreichte. Die Totalitätszone durchschritt dann die Südspitze von Anam^ ging nach dem nördlichen Theile von ßornm und Celebes und mitten zwischen der Inselgruppe der Molukken hindurch. Der Schattenkegel traf ferner noch die südliche Ausbuchtung von Neu-Guinea, die nördlichste Spitze von Australien und zog endlich durch das Korallenmeer imd die Neuen Hebriden, wo man die Sonne verfinstert untergehen sehen musste.
1) Der Nord drut sehe Bund sandte zwei Expeditionen aus, von denen die eine aus dem Bonner Astronomen Dr. TinELE und den Berliner Photographen Dr. Vogel, Dr. ZenkJ':r und Dr. Fritsch bestand und ihren Standort in Aden wählte, die andere, bestehend aus Prof. Spöreb aus Anklam, Dr. Tietjen aus Berlin, Dr. EngeIxMann aus Leipzig und Koppe aus Berlin, sich ü])er Bombay nach dem Orte 3foo/«v/r (vier Meilen südlich von Beejapoor) begab.
Die totale Sonnenfinsternis« vom 18. An«rnst 1868. 99
O"
2) Die österreichische Expedition unter Dr. Weiss, Dr. Oppolzeb und dem SchiflFslieutenant Rziha verblieb, wie die erste Abtheilung des Norddeutschen Bundes, in Aden.
3) Frankreich sandte ebenfalls zwei Expeditionen aus; die eine, unter Führung des in spectralanalytischen Beob- achtungen vielerfahrenen Physikers Janssen, wählte ihren Standort in Guntoor; die andere, bestehend aus dem Astro- nomen der Marseiller Sternwarte, Stephan, den Physikern Ratet und Tisserand, dem Ingenieur Hatt u. A., ging weiter nach der Halbinsel Malaka zu dem kleinen Orte WTui'Tonne nahe am Meere.
4) Englands Expeditionen waren, wie die vorigen, vortrefflich ausgerüstet; die eine, unter der Führung von Lieutenant Heeschel, stellte ihre Instrumente auf der westlichen Küste von Vorderindien, zu Samkhandi in der Nähe von Beigaura auf; eine andere Abtheilung unter den Capitänen Haig und Tanner ging nach Beejajpoor; während die dritte, geführt von dem Major Tennant und vorzugsweise für photographische Aufnahmen eingerichtet, sich weiter östhch nach Guntoor wandte, wo auch Janssen sich befand.
5) Die Väter der Gesellschaft Jesu zu Manila auf den Philippinen rüsteten eine kleine, aus den P. P. Fauro, NoNELL und RiCART bestehende Expedition nach einer Koralleninsel in dem Eingange zum Golfe von Tomini oder Garontolo, Mantawaloc-K^ke genannt, aus, die in Gemein- schaft mit dem Capitän des englischen Kriegsdarapfschiflfes „Sergent", Charles Bullock, mit grossem Erfolge die einzelnen Erscheinungen der Finstemiss verfolgt hat. Ihr Staudort befand sich unter 0*^32' 50" südlicher Breite und 123^ 27' 2b" östlicher Länge von Greenwich.
7*
100 Die Spectralanalyse.
Bei der Finsterniss beschäftigten sich mit photo- graphischen Aufiiahinen :
1) Die norddeutsche Expedition in Aden unter Dr. Vogel, Dr. Zenker, Dr. Fritsch und Dr. Thiele.
2) Die englische Expedition in Guntoar unter TKSSAifT. 3; Die Expedition der Jesuiten von Manila auf Mau-
ta waloc' Ki'h'.
Von den durch Dr. Vogel erhaltenen PhotographieD ge1)eti die Fifig. S9^ 40, 41 und 42 getreue ReproducticmeiL Auf der ersten (Fig. 39) ei*scheint der dunkle Mondiand umgeben von einer lieihe eigenthümlicher Erhebimgen auf der einen SeiUs und auf der anderen ist eine groaee hörn- lorinige Pro tu beranz sichtbar.
Die zweite Phitte zeigte bei der Entwickelang mir gani schwache Spuren eines Bildes; Yorüberziehende Wolken- schleier hatten im Augenblick der Exposition die pkoto- graphische Wirkung fast gänzlich verhinderL Die dritte Platte. Fiy, 40, (in der dritten Minute der Totalität) zeigt wdeder zwei gelungene Bilder mit Protuberanzen am untern Rande (im umkehrenden Teleskop). Das vierte Bild end- lich (Flij. 41) wurde im letzten Momente der Totalität aufgenommen und liess die bereits im dritten Bilde er- schienenen Protuberanzen der westlichen Sonnenseite uocb deutlicher hervortreten.
Wenn man die während des ganzen Verlaufes der Finsterniss photogiaphisch aufgenommenen Protuberanzen zu einem Bilde vereinigt (Fig. 42), so erhält man einen annähernd richtigen (Jesammtanblick der Art und Weise, wie die Protuberanzen zur Zeit der Finsterniss um den Sonnenrand herum vertheilt waren. Das Licht der Corona war in seinen chemisdien Wirkungen zu schwach, um in der kurzen Expositionszeit einen Eindruck auf den prii-
•'. August I
IUI
jiarirtea Platten 2a hinterla^en. Dasselbe wm^e jedoch Anf iWm StaüoD^n itn Teleskope uod selbst mit freiem Ange iii toller Pracht gesehen.
Die grosse Pro tuberanz am östlichen Sonnenruide
hatte eine Höhe von uiigetiibr ' i, des Sonnend urchmeäscn oder Yon 14000 geographischen Meilen.
Wir besitzen g^euwärtig von den meisten Beobachtern mthr oder weniger soEgTiiltrg ausgeführte Abbildungen der auf denen die Protuberaiizeu verschieden an
10»
Dif SjirclriUaiulync.
Grösse und Lage eingezeichnet sind. Wenn wir i von solcbi^ii liilUeni, die untar dem AushüDgcschildc pboU>- grapbisiJier Copicn Ju den Htintlc;! gebracht, in iler Thal a)>er nach di;r I'hiiiitasie des Zeichotifs aiigefertigt unJ bloss auf Effect Ijerecliuet sind, ao liegt der Gnmd n
(n. BiU.)
der grossen Verscbiedenheit dieser Bilder incist duriu, dass die Sounuiischoibe seibat eine andere Lage zum Hori- zonte des Beobachters hat, wenn sie anfgeht. als zur Mitta^'szeit oder am Abende. Eine und dieselbe Protu- beranz erscheint daher in einem Kildf, welehes in der ri'iibt- des Murgens in Aden uufgenonuneu wurde, in Bezog auf deu Horizont iuiders uls in eiiii'iii Bilde, welubes ma
4
. August 1
103
ilic Mittagszeit etwa auf Celebes gezeichaet wurde. Ausser- dem aber liegt due erhebliche Zeitdiffereoz (circa siobeu Standen) zwischen dem Mittelpunkte der Totalität aa dem wea Eude der Beobachtungezoue in Aden und dem amlcru luf Celebes, und in dieser Zeit treten erwieBenermasseu
Fig. U.
I I80e. tAAaa.) im. Bild
^^^^H Yerändeniugeu in der Lage und Grösse der Pro- ^^Hnwizeu ein. Nimmt man noch hinzu, doss das Bild der Totalität im astronomischen Ferm-ohre gesehea, sowohl in Bezug auf Rechts und Links, als auf Oben und Unten amgekcbrt erscheint, so begreift man leicht, dass die ein- sclnen Bilder der Finstemiss, je nachdem sie an dem einen dem anderen Orte mit dem blossen Auge oder mit
104
Die S|)?rtriitaiulyM.
einem umkehrenden Fernrohre heobacbtet worden ist, 9äit von einander abweichende Ansichten darbieten.
Wenn die Sonne zur Mittagszeit Bin höchsten siAt, nennen wir ihren höchsten I'uukt den wahren XordpvHit, ihren tiefsten den Süd/mnkl. Richtet mau dann das Gesidit
zur Sonne, so Hegt ihr Otlpunkt um 90" vom Nordpunkt entfernt zur Linken, der Westpunkt um eben so viel jur Rechten. Wie man aus der Fig. 43 näher crBieht, rechnet man vom Nordpunkte (O^J nach links üher Osten (SO*), Süden (löO"), Westen (270") ruud um den Sonnenrand herum, indem man diesen in 360° eintheilt.
I 18, Angnsl 1868.
105
Betrachtet man dagegen zu irgend einer anderen Tages- zeit die Sonne, so bildet die auf der Sonnenscheibe ge- daofat« und durch daa Fadenkreuz leicht zu erlialtende verticaU Linie die scheinbare Nordsüdlinie, deren höcbstfir
Punkt der arkeinbare Nordpmikt. der entgegengesetzte der scheinbare Südpunkt genannt wird. Es ist nun für den Astronomen leicht, au jedem Orte und zu jeder Zeit ver- mittels der geograpliischen Ureile und der Zeit der Be- obaclitung aus dem scheinburcn Nordjiunktc den wahren
106 Die SpectrklanalfM.
ulizuicitcn. Nicht minder leicht ist es, mittels geeigneter, zum WinkfliiK'Sseu eiiigcricbtctcr Fernrohre denjenigeu Winkel zu büstiniiueu, den diu sdieiubare Nordsüdliuie der Sonne mit irgend einer vom Mittelpunkte nach dem Sonnen- ruudi.' <rczu};<'neii Linie bildet. Weun man daher für irgend einen :uu Kiiitdc der Soune oder &uf der Sonnenscheibe beobuehteten Gegenstand, z. B. eine Frotuberanc oder «an äunnenfleck, diesen Winkel (scheinbafe Position) mia&t, iba auf dio wahre Nurdttüdlinie reducirt und den so geülfldeoeo Winkel (die wahre Position) von dem Nordpunkt« am (s. Fiij. 48) auf ein 13ild der eingetheilten Somtonadi^ dnzeii.'linot, so erhUlt mau in allen Fällen eine rioltfigV Vurstollung von dem Orte, wo der beobai:htete GegcustauA auf der Sonnt; sieb vorgefunden hat. gleichgültig, weichen Stund die Soniio zur Zeit der Beobachtung am Hinunel batta
Die t'l'i. 44 giebt dus Bild der Sonnen tinstemiat fam 7. August ltjl3i) für die Zeit von d Uhr Nachmittags m Des Moines. wo iler wahre Noi-dpunkt sich bereits weit vom selieiiibaven entfernt hatte.
Da bei der äonnentinsteniiss während der ganztt Totalität das Sonitenceuti'um niebt mit dem des lloadn zusuumienfiillt, so ist noch eine Correction erforderlich, um die am Umfange des Mondes geitn-ssetiea Winkel «uf den der Sonne zu übertragen. Der Fositionawinkd te grossen l'rotubeninz (t'iijij. HO und 43) betrug g^sn 80*. Zur iiüliereii Orientirung sind in der Fig. 39, soirie in den folglinden Dilileni der Sunnentinsteniiss, die vier wah- ren Ihiuptpunkte der Sonne angegeben.
Die pliotugrapliischcn Aufnahmen von Major Tksnakt in O-uiittior sehii'ueii iinfaugs weniger gelungen; derselbe b&t g-<-lix l'latteii exponirt, auf denen -^ieh indessen dio Pro- tnberunzeii deutlich genug al »gezeichnet haben, um mit ein-
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! |
Inder veiglichen werden zu können. Tafel I enthält genaue Kopien der unter der Mitwirkung von Waeeek de Ul Hüb eröflentliditen Phutogniphieu Tesnant's; das obere Bild eigt die Kinsterniss im Beginne, dus untere ntiltelbiir vor !■■,. IL l'oUli) SuBUBufliKltrniiii vom 7. Ahi;u«i ISW. em Ende der TotulitäL Auf allüri Bildern erscheint dTe- *lbe grosse I*rotuheranz. die auch auf deu uorddt'utscheu 'holographien vorkommt, während dei- Anblick der übrigen uf den unfeinen Platten noch vorkomtoenden kleinL-i'en ''rotuberanzeo sich auf jeder Platte verschieden gestaltet. |
1 J |
108 Die SpectralanalyM.
Warren de la Rue hat durch Aufeinanderlegung tod vergrösserten Copien (etwas mehr als 2 Zoll im Durck- niesser) der sechs TENNANT'schen Originalbilder nach sorg- faltiger Bestimmung des Sonnenmittelpunktes und unter Deckung der sechs grossen Protuberanzen eine Zeiehnong hergestellt, Fig. 43^ welche sowohl ein Bild Ton den meisten während der ganzen Finsterniss aufgetretenen Protuberanzeu giebt, als auch den Anfang und das Ende der totalen Finsterniss ab ersten und zweiten inneren Contact lautlich erkennen * lässt In der Figur ist die Sonnenscheibe /, / scliraffirt gezeichnet; //, // bezeichnet die Mondscheibe* beim zweiten (ersten inneren) Contacte2, in dem Augenblicke also, wo die Totalität begann und auf der östlichen Sonnenseite die grosse Protuberanz A sich zeigte; ///, III ist die Mondscheibe beim dritten (zweiten inneren; Contacte 8; ausserdem ersieht man aus der Zeich- nung die Lage der Sonneiiachse, die Richtung, in weicher der Mondmittelpunkt sich von West nach Ost bewegte, und in punktirten Linien angedeutet über die Protuberanzen her auf der östlichen Seite ein eigenthümliches, schwach schimmerndes Licht, welches wegen des Glanzes der Gorona und der Protuberanzen im Teleskope nicht gesehen worden ist. Die auf der Sonnenscheibe eingezeichneten Sonnen- ilecke sind diejenigen, welche am Tage der Finsterniss auf der Sternwarte zu Keic j)hotographirt worden sind. Die Corona und der Strahlenkranz fehlen auch in diesen Photographien.
Die Ex])('dition der Jesuiten aus Manila kam infolge einer Deschädigung der Schiffsmaschine erst am Abende
* I>»T ßrrösst^rt'ii l)«MitIi»'hkoit w('<j«*ii i»t diese Scheibe ein wenig grössiT p-zfii'hin't wonN-n, als es in der Wirklichkeit der Fall war.
Die totale Sonnenfinsterniss vom 18. August 1808. 109
des 17. August auf ihrem Stationsorte an, so dass keine photographische Vorübungen an Ort und Stelle getroffen werden konnten. Die während der Finstemiss genommenen acht Äugenblicksbilder von den Hauptphasen gelangen; dagegen zeigte von den vier während der Totalität expo- nirten vier Gläsern nur das zweite, welches 12 Secunden ausgesetzt blieb, eine schwache Spur der Corona. Diesem Mangel wurde aber glücklicherweise dadurch abgeholfen, dass gleich darauf das Bild der TotaUtät, wie es auf einer mit Schmirgel matt geriebenen Glastafel der Camera ob- scura erschien, auf dieser Tafel selbst durch üeberfahren der Umrisse gezeichnet und fixirt wurde.
Die Fig. 46 giebt eine Ansicht der Totalität, wie sie sich zu Mantawaloc-Keke in den letzten 2 Minuten 25 Se- cunden, also kurz vor dem Wiedererscheinen des ersten Lichtstrahls darstellte.
Aus den Mittheilungen der verschiedenen Expeditionen muss man schliessen, dass der AnbUck des Strahlenkranzes der Corona an den einzehien Stationsorten ein verschiedener gewesen ist; allein bei dieser Finstemiss war das Haupt- augenmerk auf die Protuberanzen gerichtet und erst spä- tere Finsternisse wurden mit besonderer Rücksicht auf die Corona beobachtet
Dagegen stimmten die Beobachtungen auf allen oben genannten Stationen darin überein, dass während der Totalität der Finsterniss nicht alles Licht ausgelöscht er- schien, sondern gleich nach dem ersten Verschwinden der Sonne (beim zweiten Contacte) die tief schwarze Mond- scheibe mit einem schmalen, sehr weissen und glänzenden Lichtringe umgeben war, aus welchem an verschiedenen Stellen die blassrothen Protuberanzen hervortraten. Sowohl die österreichischen als die französischen Beobachter
Stephan, Tissrrand und Jakssex apractien sich über das
Auftreteu des intensiv leuchtenden, sehr schmalen Rirgea
unmittülhftr um den Mondraiid heniin sehr hestinnnt iius, und es blieb hiernacli kaum noch ein Zwrifel, dass der untere Theil der Corona der Sonne aiigeliöre und diese
Die totale Sonnenfinsternis^ vom 18. Anp^iist 186S. 111
iiii4:liste Umgebung der Sonne stark leuchte, dass aber die LiL-btstärke in einiger Entfernung rasch abnelune.
Die Beobachtungen der totalen Sonncnfinsteniiss vom 18. Juli 1860 in Spanien, bei welcher die Protuberanzen sowohl photographisch aufgenommen (Fig. 33J, als auch von den herrorragendsten Astronomen mit Teleskopen unterBiicht worden waren, hatten es kaum noch zweifel- haft eoTBcheinen lassen, dass diese merkwürdigen Gebilde gasige Natur seien und nicht dem Monde, sondern der Sonne angehörten; die Finsterniss vom 18. August 18G8 lieferte endlich hierüber völlige Gewissheit.
In demselben Augenblicke, als die Corona sich zeigte, erschienen auch die ersten Protuberanzen und zwar auf der ödUAen Seite der Sonne, gerade an der Stelle, wo der letite Lichtstrahl im Beginne der Totalität verschwand. Die erste derselben, hnks von der Vertic4ilen (Fiff. 39), war Ton einer ausserordentlichen Höhe und leuchtete mit einem intensiven rosenfarbigeu Lichte; die andere, auf der rechten Seite der Verticalen, hatte dieselbe Far])e und
Lebhaftigkeit wie jene, war aber nicht so hoch und nicht
so schön an (xestalt
Fig. 46 zeigt die grosse Protuberanz, wie sie auf dem
Dampfer „Rangoon" im Beginne der Totalität beobiichtet
wurde; üost gleichzeitig erschien auf der cntgogengesotzten
Seite eine kleinere, aber weiter ausgedelmte Protu])i*ianz. Fig. 47 enthält die Protuberaiizeu, wio sie in 117/^/-
Tonne von Stephan im Verlaufe der Totalität autge-
zeiclinet wurden.
Fig, 48 schliesst sich an die vollstiin(li*;or(\ in Fhj, -/o
L't'gfbene Alibildung der Totalität an und stellt bloss «lie
ProtulKTanzen dar, wie sie in den letzten 2 Min. 2.'» See.
vor dorn Ende der Totalität zu MiiHtttwalür-KrLr von iVwx
113 Dit: SiiflL-IruliiLiilyiia.
Jesuiten aus Manila beobachtet wurden. Unter Zugnmd- leguug dieser letzlerüu Abbildung theilen wir den Beridit des P. Faubo an Seochi im Aufzuge mit
Üie Ausdehnung der grossen l'rwtuberauz u betrag in
der Breite l''40', die andere ^ hatte eine Basis von 9°. Kaum waren diese beiden Protuberanzen erschienen, als auch auf der westlicbeti Seite der Sonne eine diitt« y hervorbrath, die langsam so, wie der Mond von Westen nach Osten vor der Sonne weiter rückte (s. Flg. 43), immer
bi
A
ISONNEN-FI.VSTERiNlSS i Nord Amerika 1 Tat D, 7, August 18ti9,
Burlington iJowa) Gegen Ende derTolalilät, Exp, 7. See.
f^n^t -.atL^iiS-^i^ :
U
TJkc IoIbU Sonn
1 18. A«i-ns
grÜE&er und schöner ward. Hie Erscheinung, aUinühlich die Protuberanzen der östlichen Seite verschwinden und gleichzeitig die der westlichen Seite sich ausdehnen und wachsen zu sehen, war deutlich und von allen BeobHchtern
Pig. 47-
wahrgenommen. Die Hohen der heideu Protuberanzen « und ß wurden gleich bei ihrem Erscheinen zu 3 Min, 10 See. und 1 Min. 15 See., bei einer Wiederholung der Messung nach 3 Min. 10 See. aber, also gegen die Hälfte der Totalitat, ku 2 Min. 12 See. und 0 Min. 1» See. ge-
**.««. 8l«flral»b.l)-i..., II. 8
114 I>i>-- S[iGclraluilfic.
fuiideii.* Die ProtubcTÄnz y. die man nnfatig» mit Mühe sah, deckte sicli in dem Masse, wie sich der Mond be- wegte, stufeiiweiso »uf. und war, als sie ganx sicbtbu wai-, liiuer langen Gebirgskolte ahulicb. Zur Lisitts
endigte sie ganz rein und wie- abgeschnitten; rechts I sie an Hfiho ab und vermisclite sicJi mit der dnnkleu Mimd-
* Im Allgemeine knnn man din von der ErJe Bau ui cinpin Oagen- dtanilp d«T Sänne gpmcsdenen Winkel vuo I Secnndc rnnil «n lOO jw graphUrlinii Meilen, unit dvn Bojtun lies Sniinnn umfang» iruu I Hinvte aniiHbvrnd tu 27 geagTBjihinulicn Heilen rBchueii.
Die totale SonnenfinRtcrnisft vom 7. Angust 1860. 115
Scheibe an der Stelle, wo der unregelmiissigste Theil der Corona war.
In derselben Fig. 48y links von der Protuberanz y, zeigte sich eine vierte J, die völlig von der anderen ge- trennt war und eine Wolke zu sein schien. Die Farbe war weder so lebhaft, noch so gleichförmig wie die der anderen, und es zeigten sich in ihr etwas dunkle Striche, wie sie auch sonst noch in den Protuberanzen wahrgenommen worden sind; ihre Ausdehnung betrug 5^30'. Endlieh wurde eine halbe Minute vor dem Ende der Totahtät auf der rechten Seite der Kette von rosenfarbenen Spitzen noch eine kleine frei schwebende Protuberanz t gesehen, die mit i viele Aehnlichkeit hatte.
Die Farbe der Protuberanzen wird von den verschie- denen Beobachtern nicht in gleicher Weise bezeichnet; die meisten wählen dafür den Ausdruck blassroth, andere scharlachfarben röthlich, wieder andere rosenroth, oder blasskorallenroth und Tennai^t nennt sie sogar weiss.
12. Die totale Sonnenflnsterniss vom
7. Angust 1869
war ebenfalls in Europa nicht sichtbar; der Gürtel der Totalität erstreckte sich über Alaska^ wo die Fiusterniss um Mittag begann, über Britisch Amerika und die süd- westliche Ecke von Minnesota^ duichschnitt den Mississippi in der Nähe von Burlington (Jotca)^ ging dann, weiter durch Illinois^ West-Virginien und Nord-Carolina^ wo sie in der Nähe von Beau/ort in den Atlantischen Ocean überging.
Sie erregte in ganz Nordamerika bei den Astronomen und den Photogniphen das lebhafteste Interesse und ver-
8*
116 Die SpectralanaljBe.
anlasste eine grosse Anzahl von wissenschaftlichen Expedi- tionen und einzelnen Beobachtungen, welche fast alle tod dem schönsten Wetter begünstigt wurden und eine qd- gemein reiche Ausbeute an photographischen Bildern und an spectro^kopischen und anderen wissenschaftlichen Daten geliefert haben. Derjenige Theil der Totalitätszoney wel- cher durch die bewohnteren Theile der Vereinigten Staaten «ring, wai' mit Teleskopen, Spectroskopen und Beohachtongs- material sehr reich besetzt« so dass dieser ganze Gürtel ein einziges, weit ausgedehntes Observatorium darstellte. ()l)gleich die Dauer der Totalität kleiner war als in Indien (l«sC^), so waren im Allgemeinen die Umstände doch weit günstiger als hi dem vorangegangenen Jahre; die Hitze war geringer, die für die Beobachtung geeigneten Ort- schaften waren günstiger gelegen und die Sonne hatte keinen so hohen Stand als im Jahre 1868 in Indien. Die wesentlicheren Theile der Beobachtung umfassten das Studium der Protuberanzen mit den Hülfsmitteln der IMiotographic und des Spectroskops, die Natur der Corona und die Untersuchung, ob zwischen der Sonne und dem Merkur noch andere Planeten vorhanden sind.
Die umfassendsten Expeditionen waren die, welche einerseits vom Xautical Almanac Office in Washington unter dci* ol)ersten Leitung von Professor CJoffin (für die astronomischen Arbeiten) und von Professor Henby Mobtok aus Philadelphia (tür die photographischen Aufnahmen), und andererseits von dem United States Naval Observa- fory zu Washington unter der Leitung des Commodore B. F. Sands ausgerüstet wurden.
Die ersten? Expedition wählte unter der AnfiiliruDg von Professor Mohton die Stationen im Staate Jovca:
\) Burlington mit den Beobachtern Professor Mayer
Die totale Sonnenflnsterniss vom 7. August 1869. 117
als Führer der Expedition, Kendall, Willard, Phillipps und Mahoney, denen sich der als gewandter Spectroskopist bekannte Dr. C. A. Young, damals Professor am Dart- mouth College (Hanover), hinzugesellte;
2) Ottumwa mit Professor Himes, Zentmayeb, Möl- LiNG, Brown und Bakeb;
3) Mount Pleasant mit Professor Mobton, Wilson, CiiiFPORD, Cre&ieb, Ranoeb uud Cabbutt. Es gesellten sich hier noch andere Professoren (u. A. Pickebing) hinzu, welche astronomisch-physikalische Beobachtungen machen wollten.
Die Stationen der zweiten Expedition waren:
1) Des Moines (Jowa) mit den Professoren Newcomb (für die Beobachtung der Corona und etwaiger inter- merkurialer Planeten), Habkness (für Spectroskopie) und Eastman (für Meteorologie). Zu ihnen kamen noch einige andere^ in der Photographie der Sonne besonders bewan- derte Beobachter hinzu.
2) Bristol (Tennessee) mit Babdwell (fiir die Corona) und Anderen.
Ausser diesen grösseren, mit den ausgezeichnetsten Hülfsmitteln der Beobachtung ausgerüsteten Expeditionen fanden sich noch sehr viele Gelehrte an verschiedenen Punkten der Totalitätszone ein, theil^ um die astronomi- schen Details der Finsterniss, theils um die Protuberanzen, die Corona und deren Spectra zu beobachten. Unter diesen erwähnen wir nur Dr. Edw. Cubtis, der zu Des Moines nicht weniger als 119 Bilder der verschiedenen Phasen der Finsterniss erhielt; W. S. Gilman, der zu St. Paul Junction (Jowa) die werthvoUsten Beobachtungen über den Zu- sammenhang zwischen den Sonnenflecken, den Fackeln und den Protuberanzen anstellte; J. A. Whipple, der zu Shelby- ville (Kentucky) unter Oberleitung von Professor Winlock
118 Pio Spectralanalyse.
mit vielen an(l<»ren Assistenten 80 photographische BiUer. darnnter sechs der Totalität und eines mit vollstäo- diger, prachtvoller Corona erhielt; sowie den Professor (i. \V. lIoruH, Director der Dudley Sternwarte, welcher mit neun anderen (lelelirten alle Einzelheiten der Finster- niss in Mattoon (Illinois) beohachtete.
Die Totalitätsbilder in Mount Pleasant, drei an der Zahl, waren nicht besonders scharf, weil das Teleskop kein Uhrwerk hatte; einen viel besseren Erfolg hatten dagegen die in Ottumwa und in Burlington stationirten Abthei- hingen: jene gewann 40 Negative, darunter 4 während der Totalität, diese <*rhielt ebenfalls 40 Negative, darunter 6 während der Totalität, so dass die von Morton geführte Kxp<*dition im (ianzen 13 nn^ist ganz ausgezeichnete Tou- litätsbilder davontrug.
In /-Vr/. 44 haben wir l)ereits ein Bild dieser j>räch- tigon Finsti'rniss mit Protuberanzen und Corona nach den Zeichnung« '11 von Dr. (Jouiii) gegeben; die photographischen lUatten, welche nur die kurze Zeit von 5 bis 16 Secunden ex]>onirt wurden, enthielten nur Spuren von der Corona, weil «las Licht der letzteren zu schwach ist, um in so kiirzei Zeit auf die präparirten Platten chemisch einzu- wirken. Die Tafel II enthält sehr genaue Copien von zwei der fünf photographischen Bilder, welche zu Burlington im Beginne nnd unmittelbar vor dem Ende der Totalität auf- genonnnen wurden. In dem oberen Bilde brechen die (Tsten Protuberanzen am (istlichen Sonnenrande hervor, wäliHMid die am we-;tlichen Rande befindlichen noch von dem Monde i>e(le(kt sind; bei weiterem Vorrücken des Mondes von \Yest«n nach Osten werden die östlichen Pro- tubeninzen nach nnd nach v<m ihm bedeckt, während die westlichen frei wenicn und immer stärker hervortreten.
Die totale SonnenfinHteriiiHK vom 7. August 1809.
119
In der Fig. 49 sind die sämnitlichen Protuberanzen, wie sie einzeln als isolirte Flammen oder in weniger be- stimmter Form als weitlün verbreitete leuchtende Massen sich im Verlaufe der Finstemiss am Sonnenrande gezeigt haben, nach den vorgenommenen Messungen und Berech-
Pig. 49.
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VeruiniK'un^ der Protuberanzen zu einem GcMmmtbildc. (Totale Finstemiss vom 7. August 18^.)
nungen der Positionswinkel zu einem Gesammtbilde ver- einigt. Die Protuberanzen sind in der Richtung von Nord durch Ost, Süd nach West mit den Zahlen 1 bis 12 be- zeichnet; unter ihnen ragen Nr. 4, 5 und 8 durch ihre Form und ihre Höhe besonders hervor. Nr. 4 hatte eine Höhe von ^i Secunden, Nr. 5 von B bis C (eine nebel-
120 Die SpectralaiialyM.
hafte Feuerwolke) von 136 Secunden und Nr. ^ von 7j Secuuden, wonach sich die wirklichen Höhen dieser Protuberauzen näherungsweise in geographischen Meilen ergeben, wenn man diese Zahlen mit 100 multiplicirt
Vom Nordpunkte X über Ost bi» nahe an den Säd- puiikt Ab' zeigt sich auf den photographischen Bildern eine Lichttfluth von unbestimmter Form Cin der Fig, 49 als fein puiiktirte unregelmässige Linie dargestellt), welche ihre höchste Höhe ungefälir zwischen den Protuberanzen
2 und 4, sowie einige Grad südlich von 5 erreicht; diese Höhe Ix'trägt 2 Min. 15 See. In der Mitte dieser Licht- iiiiisse und nahe bei ihrer grössten Höhe zeigen sich bei
3 und 5 mehrere von einander getrennte Zungen einer liclUeuchtenden Flamme, welche sich hoch über die tieferen rheile der leuchtenden Masse erheben. Die neblige weisse Lichtwolke zwischen B und C erreichte eine Höhe von wenigstens IdöCK) geographischen Meilen. Eine gleiche Lichtwolke zeigen die Bilder auf der westlichen Seite von Süd bis Nord, welche bei 11 und 12 ihre höchste Höhe erreicht und um Nordpunkte fast senkrecht abfallt.
Die punktirte Kreislinie innerhalb des Mondrandes gicbt den verhältnissmässigen Durchmesser und die Stellung iU*r Sonne bei (b»r Mitte der Totalität an. Der Pfeil be- zeichnet die Richtung, welche der Mond nahm; auf den Umstund, dass die Mittelpunkte der beiden Gestirne nicht genau /usammentielen, ist in der Zeichnung keine Rück- sicht genommen.
Mit Ausnahme von Nr. 4 liegt in den photographischen Dildern, wie die 7wV/. 4iJ zeigt, die Basis der Protuberanzen innerhalb des den Mondrand bildenden Kreises. Man hat geglaubt, die Krkliirung dieser sonderbaren Erscheinung in dem Umstände zu finden, dass das photographische
Die totale Sonnenfinsterniss vom 7. August 1869. 121
Teleskop durch das Uhrwerk der Bewegung der Protu- beranzen folgt, das Bild derselben also auf der photogra- phischen Platte feststehen bleibt, während das Mondbild sich mit dem Unterschiede seiner eigenen Winkelgeschwin- digkeit und derjenigen der Sonne auf der Platte fort- schiebt. Allein Dr. Cubtis hat durch eine kleine künst- liehe Sonnenfinstemiss, welche er aus schwarzem Papiei* (fiir den Mond) mit Ausschnitten fiir die Protuberanzen und die Corona herstellte, dem Lichte aussetzte und photo- graphirte, schlagend nachgewiesen, dass diese Ausbreitungen der Protuberanzbilder in die Mondscheibe hinein nur von einer rein mechanisch -chemischen Wirkung herrühren, welche allemal dann eintritt, wenn ein sehr intensiv leuch- tender Gegenstand an einen dunklen angrenzt und die Zeit der Lichteinwirkung (Exposition) über das richtige Mass verlängert wird.
Die Ergebnisse der indischen Sonnenfinstemiss von 1868, so reich sie waren in Allem, was auf die Protu- beranzen Bezug hatte, liessen, wie schon oben bemerkt, die Corona fast ganz unberücksichtigt. Um so mehr waren die verschiedenen Beobachter der amerikanischen Finster- niss darauf bedacht, die Einzelheiten dieser merkwürdigen Erscheinung, ihre Form, ihr Spectrum und namentlich ihren Zusammenhang mit den Protuberanzen zu studiren.
Die Photographien von kurzer Expositionszeit (1 bis 7 Secunden) zeigen die Corona nur in ihren hellsten Theilen ganz nahe am Sonnenrande, doch geben sie, namentlich die von Ottumwa, ein ziemlich deutliches Bild derselben und zwar von gleicher Form, wie sie auch dem blossen Auge erschien. Auf diesen Bildern ist der ge- krümmte Verlauf der Strahlen und die wechselnde Inten- sität, mit welcher sie an den verschiedenen Punkten aus-
]82
- S(icc[r«ian«Iy»o.
strömen, sehr dt-utlich erkennbar. Die glänzendsten Stnll« der Corona stiinnien der Lage nach aufl'alleud inil dem Lichte derjenigen Prutulieninzen überein. welche die spiu« Form von Flainuien habeu, während die Protuberaiueii. welche die Form abgerundeter Massen haben, auf die IV rona einen Schatten zu werfen scheinen. Ausserdem abn lassen diese Bilder deutlich erkeimeu, da-ss die Corona aidi während der Tütalitat uichl mit dem Monde vielmehr uoncfntrisch zu der Sunne blieb. Sie
Phnto^lJlhlK-lier
Östlichen Rande in dem Masae mehr und als der Mond nach Osten fortrückt, wogegen sie entgegengesetzten Seite in demselben Masse nach X zum Vorschein kommt.
Um ein vollständiges photogiaphiscbes Bild dei Corona in allen ihren Theilen zu erhalten, muss, reits hervorgehoben wurde, sowohl die Expositionszeit über diejenige, welche für die intensiv leuchtenden Protuberanien erforderlich ist, bedeuteiid hinaus verlängert, als auch das Bild derselben auf der pliotograp bischen Platte auf einen kleinen Raum zusammengezogen werden. J. A. Wum-ui
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p 1 1 |
Dit totalt Snnn.>nflnslcrniss vom T. Aoffiisl I8il!>. 123 »US Boston arratigirt« hit-niach sein Teleskop zu Shel/n/ üille (Kenluckj) derart, dass die präparirte Platte sich in lern Hiiuptbrennpunkt« des ObjectiTglases von 0'.'^ Zol Jefi'nung nnd 7 Fubs Brennweite befaiiii, nnd exponirte FiR- 51. Dir Curun. .U-T Fin.t,.rni.. vol., 7, Abcu.T TW <i, n. ^ Mnjn.i. lieselbe der Corona 40 Secunden lang. Er erhielt au liese Weise ein Bild, in welchem die Protuberanzen nur »Is helle Flecki-n erscheinen, im übrigen aber sowohl der nnere Lichtriug als auch die Umrisse der ganzen Corona |
J |
124 Die Spectraluulyw.
erkennbar sind. Die Fiy. 50 ist eine genaue Copie Hiews Bildes, mit dem Unterschicide jedoch, dass in dem Oii|)- nule dtis Licht mehr verwaschen bt und die Strahlen nicbt so scharf begrenzt erscheinen.
Vis 'Vi.
Wenn man die Corona mit dem Teleskop beobiu so übersieht man stets nur eiueii kleinen Theil dei und man muss das Instrument nach und nach am ganzen Mondmnde berumtuhien, um ein tiesanmitbild der gamteii Erscheinung zu gewinnen. Professor Ea8TMAK, der in
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f 1 d l t 1 |
Vir lotBli 3omi«..liii«l«rHi»s vom 7. Augm.1 \B69. lan )es Moines Beobachtungen dieser Ai-t anetellle, giebt zwei Jilder der Corona, welche im Beginne und uumittellmr or dem Ende der Totalität angefertigt wurden und von enen wir in Fig. 51 das erstere mittheilen. Gleich bei OnnWi ZtfrhnnnF d" Coron« vom 7. AuKtiM lÄW (S riir 0 Min.). em Eintritte der Totalität erschien die Corona in silbei- ireissem Lichte mit einem äusserst zarten Anfluge einer rünlich violetten Färbung an den äussersten Grenzen, ud während der Totalität war nicht die mindeste Aende- ung in der Farbe, in den äussereu Umrissen odei' in der |
1 J |
126 Die Spectralanalyse.
Lage der Stralilen wahrzunehmen, eine Beobachtung, welche von Professor Hough zu Mattoon (Illinois), von Gill und von vielen Anderen bestätigt wurde.
Die Corona schien aus zwei besonderen Theilen zu bestehen; der innere, der Sonne zunächst gelegene Theil war fast ringförmig und hatte eine Höhe von ungefähr 1 Minute; seine Farbe war rein silberweiss; der übrige äussere Theil bestand aus Strahlen, von denen einige sich zu fünf stemartigen Spitzen zusammengruppirten, die anderen aber mehr als radiale Strahlen erschienen; die letzteren traten am schärfsten hervor; zwischen den Pro- tuberanzen a und h war von der Corona kaum etwas zu bemerken. Die sternartigen Ausstrahlungen erreichten eine Höhe gleich dem Halbmesser der Sonne.
Dr. 6. A. GouLD hat in Burlington die Corona mit unbewaffnetem Auge beobachtet und von derselben während der Totalität in Zwischenräumen von 1 Minute drei voll- ständige Bilder angefertigt Wir geben in Figg. 62 und 68 nur die beiden Bilder, welche die Corona im Beginn und unmittelbar vor dem Ende der Totalität um 4 Uhr 58 Minuten und um 5 Uhr dai*stellen. Im Gegensatze zu den vorbin angeführten Beobachtungen, dass die Corona ihr Aussehen während des ganzen Verlaufes der Totalität beibehalten habe, wüi-den diese Bilder von Gould die Veränderlichkeit derselben andeuten.
13. Die totalen Sonnenfinsternisse seit 1869.
Nach den Einzelheiten, welche über die Sonnenfinster- nisse von l^Gb und 1869 im Vorhergehenden gegeben wurden, können wir uns übtir die Beobachtung bei Gelegen- heit der späteren Sonnenfinsternisse kürzer fassen.
Du loUlün SonpBnflnseerpUso «eil 18Ö9. 127
Zuiiächst var es die totale Finstemias vom ü. Dec. 187Ü, welche tiuf Sicilien und iiii südlichen Spanien haupt- sächlich beobachtet wurde und weitere Btiträge zur besse- ren Kennlüiaa der SoiineuumhiiUung lieferte.
Auf Tafel III erblickt mau oben die Corona, wie sie durch Professor Winlock unter Asaiäteuz des Photogrnphen
Fig. 51,
VYiLi.AUti 7.11 Xerez in Spanien aufgenommen wurde. Die Expoäitioosdauer betrug l' ^ Minuten. Im Ost uml West, also in der Aequatorregioii der Sonne, ist ein Theil der Strahlen nicht zur Darstellung gelaugt, weil sie durch das Diaphragma, welches das Gesichtsfeld des Fernrohres be- grenzte, leider abgeschnitten wunlen. A. Bbi>thebs aus Manchester hui in Syrakus auf der Insel Sicilien die
L
128 Di* Spficfrulaiialysc.
Sonne währentl der Totalität photographirL Von fünf Bildern ist dasjenige auf Tafel III unten das gelnugensU-. Es wurde wühlend der letzten W Set'uiiden der Totalität erhiitten und zeigt deshall) auf der westlichen Seite eioeii
grösseren Theil dur Corona als auf der OstsL'ite, wo sie die Mondscheibe theilwdse verdeckt.
Die Sonnenfinsterniss vom li. December 1871 lieferte wiederum zahlreiche photographische Aufnahmen. Beson- ders die Bilder, welche Lord Ldjdsay durch Davis in Indien aufnehmen liess, sind sehr gelungen. Fig. ft4 giebt eine gutreuc Nachbildung eines derselben.
Das Spectrum und die Natur der Protuberanzen. 129
Von späteren Sonnenfinsternissen, die photographisch aufgenommen wurden, sei hier zunächst nur noch diejenige vom 29. Juli 1878 erwähnt. Sie ereignete sich nämlich zu einer Zeit, in welcher die Sonne fleckenfrei und über- haupt im Minimum ihrer Activität war. Professor Henry ÜRAPER hat sie zu Rawlius (Wyoming Territ.) in vorzüg- licher Weise photographisch aufgenommen. Die Fig. 56 ist eine genaue Reproduction der ÜRAPKR'schen Photographie.
14. Das Spectrum und die Natur der
Protuberanzen.
Bei der Sonnenfinstemiss vom 18. August 1868 wurde das Spectrum der Protuberanzen von Herschel in Sam- khandi, von Haig in Beejapore, von Tennant und Janssen in Guntoor, von Rayet und Hatt in Wha-Tonne über- einstinmiend als aus wenigen hellen Linien bestehend er- kannt und damit constatirt, dass diese Gebilde aus glü- henden Gasen bestehen, in denen das Wasserstoffgas der vorwiegende Bestandtheil ist. Das Spectrum dieses Gases ist bekanntlich durch drei helle Linien charakterisirt (Farbentafel zu Band I, Nr. 6), von denen die erste rothe mit der FRAUNHOFER'schen Linie C, die zweite grünblaue mit der Linie F übereinstimmt, die dritte dunkelblaue aber nahe vor der Linie G liegt. (S. Fig. 66, Nr. 2.)
Die Fig. 66 enthält ausser den beiden Vergleich- spectren Nr. 1 (den Hauptlinien des Sounenspectrums) und Nr. 2 (den Hauptlinien des Wasserstoffgases) in Nr. 3, 4, 5 und G die Spectra der Pro tuberanzen, wie sie von Rayet, Herschel, Tennant und Lückyer beobachtet worden sind.
Rayet, welcher sein Spectroskop a vision directe vor-
Schftten, Spectralanalyse. II. 9
£
zugsweise auf die grosse IVotuberaiiz gerichtet hielt und ea in alle Stellungen zu derselben bi'iichte, gewahrte nean helle Linien, entspredieod den dunklen Liuieti B, O, E,
Das Spectnun und die Natnr der Protnberanzen. 131
by Fy Gj ausserdem eine gi'üne Linie zwischen b und F und eine blaue vor O (Nr. 3). Diese Linien erschienen sehr hell auf dunklem Grunde, so dass ihre Lage leicht fest- gestellt werden konnte. Die hellen Linien 2), Ej F er- schienen im umkehrenden Fernrohre des Spectroskops feiner und schwächer nach unten verlängert, also von dem Sonnen- rande abgekehrt, was darauf hindeutet, dass ein Theil der glühenden Gasmasse, aus welcher die Protuberanz bestand, sich in stark verdünntem Zustande hoch aufwärts in die Sonnenatmosphäre hinein erstreckte.
Hebschel (Nr. 4) beobachtete mit einem dreiarmigen Spectralapparat, der für diese Zwecke besonders construirt und zu Messungen der Spectrallinien eingerichtet war. Bei dem ersten Blick nach der Protuberanz erschien das Spec- trum in der Form von drei lebhaft glänzenden Linien, von denen die orangefarbene mit D zusammenfiel, die rothe aber weder mit B noch mit C und ebenso die blaue nicht mit F zu stimmen schien.
Tennant (Nr. 5) benutzte ein Spectroskop ähnlich demjenigen, welches von Hugoins zu seinen Untersuchungen über die Spectra der Fixsterne und der Nebelhaufen an- gewandt wird*. Das Protuberanz-Spectrum zeigte sich ihm in der Form von fünf hellen Linien, von denen drei mit C, D und b genau übereinstimmten, die grünblaue jedenfalls sehr nahe an F und die dunkelblaue nahe bei G lag. Zu genaueren Messungen dieser letzteren Linien fehlte es an Zeit; aus den Beobachtungen von Ratet geht indessen wohl mit Gewissheit hervor, dass die erste dieser zweifel- haften Linien wirklich mit jF, die andere aber mit der vor G liegenden Wasserstoflflinie Hy zusammenfiel.
Janssen sandte die erste telegraphische Nachricht nach Europa, dass das Spectrum der Protuberanzen aus
132 Die Spectralanalyse.
glänzenden Linien bestehe und demnach dieselben unge- heur<* glühende Gassäulen seien, deren Hauptbestandtheil das Wassei stoft'gas ausmache. Bei der Beobachtung wurde der Spalt dicht an dem vorrückenden Mondrande gehalteu, tangential an dem Punkte, wo die letzten Sonnenstrahlen verschwinden mussten. Mijt dem Erlöschen des letzten Strahles Z(*igten sich plötzlich zwei neue, aus fünf oder sechs hellen Linien bestehende Spectra (Fig. öOj Nr. 8); die Linien waren roth, gelb, grün, blau, violett, und beide Spectra, die durch einen dunklen Zwischenraum von ein- ander getrennt waren, entsprachen sich Linie für Linie vollständig. Als Janssen das Spectroskop verliess und einen Blick in den Sucher (Fernrohr) warf, erkannte er soglei<'h, dass die beiden Spectra von zwei prachtvollen Protuberanzen herrührten, welche rechts und links von dein Punkte, wo der letzte Sonnenstrahl verschwunden war, auf dt in schwarzen Mondrande glänzten. Eine derselben (M-reichte eine Höhe von 3 Minuten und glich einer Hoh- ofeiirianinic, welche von der Gebläseluft gewaltsam an- ;n4acht mit grosser Heftigkeit aus dem Ofen hervorbricht; die andere gewährte den Anblick einer zusammenhängenden Kette von weit ausgedehnten Schneegebii'gen, die auf dem MoiidraiKle aufzuruhen und in dem röthlichen Scheine der untergehenden Sonne zu glänzen schienen. Da die Haupt- linien des Spectrunis mit den FRAüNHOFKK'schen Linien C und F zusammenfielen, so erklärte Janssen sofort, dass das Wfifisrt'xtoffi/ns einen wesentlichen Bestandtheil der Protuberanzen ausmache.
Fassen wir alle am l^. August lbG8 gemachten spec- tialanaly tischen Heobachtungen der Protuberanzen zu- sammen, so gelangten wir mit Ausscheidung des minder Wichtigen zu folgenden Resultaten:
Da» Spectnim niid die Natur der Protuberanzen. • 131^
1 ) Diis Spectrum der Protuberanzen besteht aus einigen hellen, intensiv leuchtenden Linien, unter denen die Wasser- stofflinien Ha •= C, Hfi = F und Hy nahe bei G be- sonders hervortreten.
2) Die Protuberanzen sind glühende Gasmassen, vor- zugsweise glühendes Wasserstoffgas ; sie hüllen den ganzen Sonnenkörper ein, oft auf äusserst weite Strecken nur in einer niedrigen Schicht, oft auch in massenhaften, localen Anschwellungen, welche zuweilen eine Höhe von 20000 Meilen und mehr erreichen.
Bei der amerikanischen Finsterniss vom T.August 1869 haben Professor Habkness in Des Moines, ganz besonders aber Professor Ygüng in Burlington die Spectra der ver- schiedenen Protuberanzen untersucht. Ersterer benutzte (Bin gewöhnliches einfaches Spectroskop mit einem einzigen Prisma von 60^ welches vor der Beobachtung noch mit einem Mikrometer versehen worden war. Bei der geringen Dispersion eines solchen Instrumentes können die Ab- messungen der Linienabstände des Spectrums verglichen mit denen der KiKCHHOFF'schen Scala keinen Anspruch auf Genauigkeit haben. Harkness hat die Theile seines Mikrometers nach den Hauptlinien Frauniiofer's mit den KiBCHHüFF'schen Millimeterzahlen derselben Linien ver- gUchen und die beobachteten hellen Linien der in Fig, öl benannten Protuberanzen mit folgenden KmcHHOFF'schen Zahlen bezeichnet:
Protub. a gab annähernd die Linien: 093, 1007, 1497 ^K...
Protub. r g^h annähernd die Linien: 698, 1007, 1497, — 2069.
Protub. e gab annähernd die Linien: 693, 1007, 1497, 1611,2069,2770.
Protnb. /■ gab annähernd die Linien: 693, 1007, 1497, — 2069, 277(L
Vergleicht man diese nur annähernd richtigen Ab- lesungen mit den KiRCHHOFF'schen Zahlen für die wich-
IM
Die 9[ieclraliinaljae
tigei-en FaACNHoPKE'schen Linien, so ergiebt sich, dnss die bellen Linien der beobacbteten ProtuberanKen wahr- scheinlich 694 = C (7/oJ, 1017 = Oj (liin'er i),), 2(i80 = F (Hß), 27D6 = Hy, sowie die Linie U74 vor E (statt 1497) gewesen sind.
Weit genauer sind die Beobachtungen und Messungen von YouuG, dessen Iiisti'ument aus 5 Prismen. Jedes von 45" mit Seitenfläihen von 2'/) und 3'. 4 Zoll, bestand. Fig. 57 zeigt, in welcher Weise dieses zusauimengesetete
Fig. hl.
Spectroskop P mit dem Teleskop A, einem Kometensiu^OT von 4 Zoll Oeffuung und 30 Zoll Brennweite, verbunden war. Der Collimator C hatte einen verstellbaren Spalt von Va ZoU Länge; letzterer war mit einem Vergleichsprisma versehen, um das Licht der vermittelB des elektrischen Funkens glühend gemachten irdischen Stoffe oder einer GEisaLKß'scben Robre durch die eine Hälfte des Spaltes in den Appai'iit z\x fuhren; durch die Zuleitungsdräbte L konnten die Elektroden von Piatina mit einem Funken- Inductor in Verbindung gesetzt werden. Bei Ä befand sich dicht vor dem Spalte eine emgetheilte Scheibe, jfteldie
Dan Spectmm ddü die Natur der Protnberanzen.
135
Fig. 58.
in der Mitte einen '/g Zoll weiten kreisfÖnuigeti Quei'schnitt bitte und dazu diente, das Bild der Sonne scharf auf den Spalt einzustellen und jeden Theil des Sonnenbildes nach Be[ie))eii auf denselben zu richten. Die Dispersion der fünf Prismon betrug zwischen den Linien A und H unge- fähr t)0° und die totale Ablenkung für die Linie D gegen leS". Die Büchse P mit dem Prismeiisystem und die FiismeD selbst unter einander waren so gestellt und durch Bolzen b, b mit dem Teleekop A verbunden, dass alle Linien, .welche die Mitt« des Sehfeldes einnahmen, sich in der vortheilbaitesten Lage befan- den; Abb Sehfeld umfasste die Linien D imd E gleichzeitig. Das Beobachtungs- femrohr E konnte vermittels einer Mikro- melerschraube T um einen Bolzen gedreht and Bo auf alle Linien des Spectrums ein- gestellt werden; das Ocular hatte ausser- dem noch ein Mikrometer M.
Das Spectrum der Sonne war unge- ßhr l", Zoll breit und 45 Zoll lang und zeigte alle Linien der KiacHHOFP'schen Zeichnung. Die Angabe des Instrumentes ^^^ prCiuhtMnitn »IT durch wiederholte Vergleichung und Messongen von 42 Intervallen zwischen den Hauptlinien auf der ganzen Länge des Spectrums von A bis G mit den KmcHHOFP'schen Tafeln vergleichbar gemacht.
Vor dem Eintritte der Totalität wurde der Spalt xs, Fig. dS, so auf den Rand MN der Sonne gerichtet, dass er senkrecht zu der Tangente ac derjenigen Raiidstelle stand, wo mit dem Eintreten des Mondes in die Sonnen- Echeibe (im umkehrenden Teleskop am linken Rande) der
IStf Kir i^iiPi'tnilanalTw.
crftte Coiitnct erfolgen musite. Oaa Spectrom besteht n solchen Fällen, wie wir noch näher ausfuhren werden, au üwei über einiuider st«ttenden Hälften, von denen die «ae sehr intonsive ab cd das Spectrutn dur Sonne, die sndnr ein <iehr matU's, infolge der grossen Dispersion des Uiiite» stwk abgebhisst«s Spectrum arfr äea diffusen Atmosphii»- lichtus ist. Beide Spectra sind von den KRAUKnoFSB'srba Linien gleich»] äsaig durchzoiteii. wie es die J-'iff. :V* für
iln« Stiii'k des Speclnims zwischi-u IS uml '.' hhIivt i Tiifft liii- eine Spalthälfte zufiillig nuf eine Protub« so emchoineii auf dein uiatten Si)ectrum des Ta( zugleich die hellm Linien des in dieser fVotaberanz | hendoii tiases, also insbeeondere die W^s!^e^stA>ffliI)ielt1 (rotli) nnf f?, Iffi (grünl auf F und liy (blau) nahe i Bowie die hellen Linien der anderen, in der rrotnlte ^riHtanden .SlofTc, fiklls soliJie darin vorhanden sind. faon voi- dein Eintreten des Mondee in die i licüiiinJilete YousG, als er das Beobachtnnj
I
I.'W l>iP SpiTlriiliiiiiiljee.
erste Cuntsict erfolgen musste. Das Spectruiii bestellt in solchen Fällen, wie wir noch uäher ausftibreD werdeTi, aus zwei über einander stehenden Hälften, von denen die eine sehr intensive ah cd das Spectrum der Sonne, die andere ein sehr mattes, infolge der grossen Dispersion des Lichtes stark abgeblasstes Spectnim aefr des diffusen Atmosphären- lichtes ist. Beide Spectra sind *on den FBAüNMOFBB'schen Linien gleiubniassig durchzogen, wie es die Fig. Sit für
Fig. ;
(las Stück des Spectnims zwischen ß und (.' näher zeigt. Trifft die eine Spalthälfte zufällig auf eine Protnbcrauz y/, so erscheinen auf dem matten Spectruni des Tageslichtes Migleich die hellvn Linien des in dieser Frotuberanz glü- henden Gases, also insbesondere die Wassersli>ft'linien Ha (rotb) auf C, Ufi (grün) aiif F und i/yOilau) nahe vor 0, sowie die hellen Linien der anderen, in der l'rotuberanz glültenden Stoffe, falls solche darin vorhanden sind.
Schon vor dem Eintreten des Mondes in die Sonueii- scheibe beobachtete Youkg, als er das Beubuchtungsrolir
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Das Spectrum und die Xatur der Protuberanzen. VM
auf die Linie C des Spectrums richtete, eine sehr helle rothe Linie m auf dem dunklen Spectrum der Sonnen- umgebung genau in der Verlängerung der dunklen Linie C der Sonne selbst, ein Anzeichen, dass die Sonne an dieser Stelle von einer Schicht glühenden Wasserstoffs umgeben war, deren Höhe aus der Länge der hellen Linie m sich auf 1000 bis 2500 geographische Meilen berechnen liess.
Nun ist klar, dass der Mond in seinem Vorrücken gegen die Sonne zuerst diese Wasserstoffschicht bedecken muss. Der Beobachter erkennt den Eintritt des Mondes in diese Schicht und sein Vorrücken durch dieselbe an der Verkürzung der hellen rothen Linie m und er kann den Moment des ersten Contactes zwischen dem Monde und der Sonne mit grosser Genauigkeit bestimmen, wenn er die Zeit notirt, wo diese Linie vollständig verschwindet. Ganz dasselbe geschieht, wenn man statt der Linie C die Linie F in das Sehfeld des Beobachtungsrohres bringt, jedoch empfiehlt sich zu diesem Zwecke die rothe Linie Ha besser als die grünblaue Hß.
Schon Fayi: hatte die Anwendung dieser Spectral- methode zur genauen Beobachtung des ersten Eintrittes des Mondes, der Venus oder eines andern Planeten in die Sonnenscheibe in Vorschlag gebracht; Young hat die- selbe ausgeführt. Kurz vor dem Beginne der Totalität wurde der Spalt auf die in Fig, öl mit d bezeichnete Protuberanz gerichtet und die Linie C in das Sehfeld ge- bracht. Mit dem Eintritte der Totalität erglänzte die rothe Linie //« äusserst intensiv, aber sie durchzog wegen der geringen Höhe der Protuberanz nicht die ganze Breite des Spectrunis. Unterhalb C nach A hin wurde keine helle Linie wahrgenommen, eben so wenig zeigte sich eine solche zwischen C und D. Dicht hinter der zweiten
\U) Diu Spectralaniilysc.
liinrciclK'iid«' Aiitiiierksaiiikcit hätte zugewandt wenieQ können. Die wenigen Ikobaehtungon, welche theiU voii lizinA in Aden, theils von Tkxxant in Guntoor angestellt wnrden. k(unnien darin überein, da<« beim Eintritte der Totalität alle dunkle Linien des Lichtsi)ectruius plötzlirh ver«^eh\vanden und das Liebt der Corona nur ein sclnnuhf rnntitntir/it']nn Spectruni gab. Tenxant giebt zu, das^ di<>s('> S))ectruni auch wohl noch schwache Linien gehabt lialM'n möge, die er jedoch nicht habe wahmelimen können, weil er, um überhaupt etwas zu sehen, den Spalt seines Instrumentes weit ger>t}net habe und folglich etwaige Linien in einander hätten vertliessen müssen.
Die amerikanisehe Finsteniiss (18G9) hat über das Spi'ctrum und damit zugleich über die Natur der Corona ein rcMcheres Material geliefeil, welches zunächst die frü- heren lieobaclitungt'n. dass dieses Spectrum keine dunkle Linien hat, i)estäti<j>t.
ricKKi{iN(T, IIakknkss, Young u. A. stimmten darin ülHMein, (lass in dem Augenblick, wo der letzte Strahl der Sonn«' vcrM-liwand, auch sinnmtliche FRAüNHOFEn'sche Linien jius dem S])e(trum vei'sehwanden. In den kleineren Instru- menten von Pi(;ki:kin(; un<l Harknkss, deren Gesicht^^tekl *imss war, rührte das Speetrum von der Corona, den IVotuluran/en und tiem Himmel in der Nahe der Sonne her. Während der TotMÜtät zeigt^Mi diene Instrumente ein seil waches eontinuirhehes Spectrum, das von dunklen Linien trei, daj^egen von ztni bis (ftwi hvllva Linien durcli- /o«^en wMi".
YorNc;, (lesM'ii Speetrosko]» (Fltj. nl) aus liinf Prismen bestand. I'nnd im Sp(»etnim der Corona die drei hellen Linien, wehbe .inf Tafel IV, Xr. 2, bezogen auf die daniber stehendem Millimeterscala Kikchhoff's, in der Farbe, in
Dm S]HMrtmni und illi> Nntnr i]pr CorouB. 111
welcher sie erBcbieneu, eingetragen sind. Diese Linien waren 1250+20, 135(H-20 und 1474.
Die Wellenlänge der Linie 1474 beträgt nach An«- STRöH O.Wt05.5159 mm. üebrigens ist das Ziisammenlalten derselben mit einer Eisenlinie nur scheinbar und bedingt durch eine zu geringe Dispersion des benutzten Speetro- ftkops. Im Jnlire 1876 fand nämlich Yoünh unter An- wcnduu); eiues mächtigen Spectralapparates, dass die ge- nannte' Linie in Wirkliclikeit doppelt ist Die brechbarere
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TOD beiden erscheint etwas nebelig, die andere dagegen scharf und nohlhegrenzt. Erstere ist die vrirkbche Corona- Uoie, die andere aber gehört dem Eiseiidampfe an. Fig. HO giebt eine Dai'stelhug des Specti'ums nahe der in Reiie stehenden Linie nach einer Zeichnung von Youko.
Welche SubstaiiK diese Coronalinie erzeugt, ist zur Zeit noch völlig unbekannt. Winlook hat zwar im Spectrum eines hellen Nordlichtes uuter fünf von ihm gesehenen Linien auch eine solche nahe l)ei 1474 (K.; gesehen (Tafel IV, Fig. 3) und Youxo schtosa damals auf die Identität dieser
Das Spectrnm und die Natur der Protuberanzcn. 187
auf die Linie C des Spectrums richtete, eine sehr helle rothe Linie m auf dem dunklen Spectrum der Sonnen- umgebung genau in der Verlängerung der dunklen Linie C der Sonne selbst, ein Anzeichen, dass die Sonne au dieser Stelle von einer Schicht glühenden Wasserstoffs umgeben war, deren Höhe aus der Länge der hellen Linie m sich auf 1000 bis 2500 geographische Meilen berechnen liess.
Nun ist klar, dass der Mond in seinem Vorrücken gegen die Sonne zuerst diese Wasserstofischicht bedecken muss. Der Beobachter erkennt den Eintritt des Mondes in diese Schicht und sein Vorrücken durch dieselbe an der Verkürzung der hellen rothen Linie m und er kann den Moment des ersten Ck)ntactes zwischen dem Monde und der Sonne mit grosser Genauigkeit bestimmen, wenn er die Zeit notirt, wo diese Linie vollständig verschwindet. <ianz dasselbe geschieht, wenn man statt der Linie C die Linie F in das Sehfeld des Beobachtungsrohres bringt, jedoch empfiehlt sich zu diesem Zwecke die rothe Linie Ha besser als die grünblaue Hß.
Schon Fayi«: hatte die Anwendung dieser Spectral- methode zur genauen Beobachtung des ersten Eintrittes des Mondes, der Venus oder eines andern Planeten in die Sonnenscheibe in Voi'schlag gebracht; Yoüng hat die- ^Ibe ausgeführt. Kurz vor dem Beginne der Totalität ^urde der Spalt auf die in Fig. 61 mit d bezeichnete Protuberanz gerichtet und die Linie C in das Sehfeld ge- dacht. Mit dem Eintritte der Totalität erglänzte die rothe Linie //« äusserst intensiv, aber sie durchzog wegen ^^r geringen Höhe der Protuberanz nicht die ganze Breite des Spectrunis. Unterhalb C nach A hin wurde keine "^lle Linie wahrgenommen, eben so wenig zeigte sich eine solche zwischen C und D. Dicht hinter der zweiten
\-U) Die Spectralanalyso.
hiiuT'iclKiuh» Aut'nuM'ksjiinkcit hätte zugewandt wenleu köiiiKMi. Die wenigen Beobachtungen , welche theils vun llziHA in Ad(MK theils von Texnant in Guntoor angestellt wurden. k<unnien (hirin überein, dass beim Eintritte der Totalität alle dunkle Linien des Lichtäpectrums plötzlirh verseilwanden und das Licht der Corona nur ein schfnrrhf*
rinifinnir/irhrs SpCtrtl'Uni gab. TkNXANT giebt ZU, das*
dieses Speetruni auch wohl noch schwache Linien gehabt haben ni(')ge, die i*r jedoch nicht liabe wahrnehmen können, weil er. um überhaupt etwas zu scheu, den Spalt seines Instrumentes weit geiittnet habe und folglich etwaige Linien in einander hätten vertlit^sen müssen.
Die amerikanische Fiusterniss (18(>1)) hat über das Speetrum un«l damit zugleich über die Natur der Coronn ein reicheres Material geliefert, welches zunächst die frü- heren Heobaehtungen, dass dieses Spectrum keine dunkle Linien hat, bestätigt.
TicKKuiNci, IIauknkss. Young u. A. stimmten dariu iiberein, (hiss in dem Augi^nblick, wo der letzte Strahl der Sonne vei sehwand, auch sä mm 1 1 iche FRAUNHOFKB'sche Linien aus (h'm Spertrum vei-seh wanden. In den kleineren Instru- menten von PirKKinx«; und Hakkxkss, deren Gesichtsfeld ^M'oss war, rührte «las Spectrum von der Corona, den l'rotuheranzen und dem Himmel in der Nähe der Sonne her. Während der Totalität zeigton diese Instrumente ein sehwaehes eontinuirliches Spectrum, das von dunklen Linien trei. <lageg(»n von zfni bis dn't hrllm Linien durch- zof^fu war.
YnrN(i. desM-n Spectrijskop (I"fi]'f>7) aus fiinf Prismen iM'stand, tand im Spectrum der Corona die drei hellen Linien, welciie auf Tafel IV. Nr. 2. bezogen auf die darül>er stehende Millimeterscala KjKrHiioFi?''s, in der Farbe, in
wahrscheinlich der Corona angehörend.
Das Spectmm und die Natar der Corona. 139
ein klares Bild des Protuberanzen-Spectrums, wie es sich zur Zeit der Totalität einer Sonnentinsterniss dem Auge darstellt. Selbstverständlich fehlt dann die obere Hälfte des Bildes oder das Sonnenspectrum ; statt dessen zeigte sich auf dem Spectrum der Protuberanzen noch ein schwaches continuirliches Spectrum, ohne irgend eine Spur von dunklen Linien, welches ohne Zweifel der Corona angehörte,
Stellen wir die hellen Protuberanzlinien nach der damaligen Beobachtung von Yoüng nochmals in ihrer Reihenfolge vom Roth bis Blau übersichtlich zusammen, 80 standen sie nach der KiECHHOFF'schen Scala auf fol- genden Zahlen:
1) 694 ... C = IIa.
2) 1017,5 . . . />j (weder dem Wasserstoff noch dem Natrinm angehörend). 8) 1250+20
4) 1350+20
5) 1474
6) 2080 . , . F — Hß.
7) 2602+2 (auch von Lieutenant Hkrschel zwischen F und G bei der
Finsterniss vom 18. August 1868 beobachtet).
8) 2796 . . , Hy.
9) 3370,1 . . . h = HS,
Die Resultate der spectroskopischen Beobachtung der Protuberanzen, welche die Finsterniss von 1868 geliefert hat, erhielten also durch die Beobachtungen von 1869 ihre volle Bestätigung und die späteren Finsternisse haben noch Erweiterungen gehefert, auf deren Bedeutung wir in den folgenden Paragraphen zurückkommen werden.
15. Das Spectrum und die Natur der Corona.
Bei der indischen Sonnenfinsterniss (1868) nahm die spectroskopische Untersuchung der Protuberanzen die Be- obachter zu sehr in Anspnich, als dass der Corona eine
140 Die Speciralanulysc.
hinreichende Aufmerksamkeit hätte zugewandt werden können. Die wenigen Beobachtungen, welche theils von RziHA in Aden, theils von Tennant in Guntoor angestellt wurden, kommen darin überein, dass beim Eintritte der Totalität alle dunkle Linien des Lichtspectrums plötzlich verschwanden und das Licht der Corona nur ein schwaches confmtu'rlfches Spectrum gab. Tennant giebt zu, dass dieses Spectrum auch wohl noch schwache Linien gehabt haben möge, die er jedoch nicht habe wahrnehmen können, weil er, um überhaupt etwas zu sehen, den Spalt seines Instrumentes weit geöffnet habe und folglich etwaige Linien in einander hätten verfliessen müssen.
Die amerikanische Finstemiss (1869) hat über das Spectrum und damit zugleich über die Natur der Corona ein reicheres Material geliefert, welches zunächst die frü- heren Beobachtungen, dass dieses Spectrum keine dunkle Linien hat, bestätigt.
Pickering, Harkness, YouNa u. A. stimmten daiin überein, diiss in dem Augenblick, wo der letzte Strahl der Sonne verschwand, auch sämmtliche FRAUNHOFER'sche Linien aus dem Spectrum vei^schwanden. In den kleineren Instru- menten von PxcKERiNG und Harkness, deren Gesichtsfeld gross war, lührte das Spectrum von der Corona, den Frotuberanzen und dem Himmel in der Nähe der Sonne her. Während der Totalität zeigten diese Instrumente ein schwaches continuirlichos Spectrum, das von dunklen Linien frei, dagegen von zwei bis di^ei hvllvti Linien durch- zogen war.
YurxcT, dessen Spectroskop f/'V//. 67) aus fünf Prismen ])estand, fand im Spectrum der Corona die drei hellen Linien, welche auf Tafel IV, Nr. 2, bezogen auf die darüber stehende Miliimeterscala Kirchhofe's, in der Farbe, in
Baa Spectrnm und die Natur der Corona. 143
den hellen Linien der Protuberanzen der Fall ist. 2) Das grüne Bild der inneren ringförmigen Corona war ganz gleichförmig und am deutlichsten ausgeprägt; am schärf- sten zeigten sich seine höchsten Theile, obwohl das Licht an diesen oberen Stellen weniger intensiv war als an der Basis. Es ]iatte anscheinend eine ganz kreisförmige Ge- stalt und erstreckte sich bis ungefähr auf ti bis 7 Minuten vom Sonnenrande. 3) Auch im Roth bei C zeigte sich ein Coronabild, aber^ etwas ven^aschen und nicht so hell wie im Grün bei 1474; selbst im Blau bei F und h zeigten sich Spuren des Bildes, aber sehr blass und undeutlich. 4) Die farbigen Bilder standen auf einem lichtschwachen und etwas farbigen Hintergrunde; wenn daher das Licht der Corona noch andere Linien als die grüne 1474 ent- hält, so sind diese jedenfalls weit schwächer als die letztere.
Bei derselben Finstemiss sah Janssen nach der ge- wöhnlichen Methode ein schwaches continuirliches Spec- trum und ausser der hellen grünen Linie noch dunkle, von denen er D sicher erkannte.
Bei der Sonneufinstemiss vom 29. Juli 1878 sah Pro- fessor Bbackett (von der Princeton-Expedition, die unter Führung von Young zu Denver beobachtete) bei Anwen- dung eines spaltlosen grossen Spectroskops a vision directe von den farbigen Coronabildem keine Spur. Prof. Ygüng benutzte ein fluorescirendes Ocular, welches das sonst un- sichtbare ultraviolette Ende des Spectrums zeigt. Der Apparat liess vor der Finstemiss zahlreiche dunkle Linien in diesem Theile des Spectrums erkennen, aber während der Finstemiss zeigte er keine Spur von hellen Linien. Die sehr sorgfältig präparirten und empfindlichsten photo- graphischen Platten hatten keinen bessern Erfolg, ausser dass Dr. Drapeb, N. Lockyeb und einer oder zwei andere
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1 1 { Dil' Spei'tntlanalyfle.
Ii(Mil):uhtor inittt'ls eines spaltlosi-ii Spectroskops einen AlMlriick eines scliwacheu coutinuirlichen Spectrums im ritraviolett erliielten, olme Ringe oder Zeichen irgend ^\<•li-lu'r Art. OtVenliar waren keine Linien vorbanden, die hi;ni liättr seilen oder photograpliiren können. I^fessor lIiMKWooi) fand das Spectruui der Corona continuirlich und niässit; htdl, auch er konnte keine Spur von hellen Kini^'en erkennen. Prot'. Eastman inachte den Versach, die llölie /u messen, bis zu weleber das continuirliche Spectruni sieh ausdehnte. Obwohl die Corona nach den ver^('h irdenen Richtungen hin nicht gleich intensiv war, sn verschwand das Spectruin doch fast in gleicher Höhe rin^s um den ^'anzen Rand (Kt Sonne. Prof. Barker. dtT /.u Rawlins «Wyoming) beobachtete, berichtet: „Als ich meine AutinerkNanikeit dem Spectroskop zuwandte, auf dessen Spalt liereits das Bild der Corona mittels des Suchers einge>tellt war, wobei der Spalt eine radiale Stel- lung hatte, zeigte mir der ei-ste Blick durch das Instru- ment ein hellc> aber continuirliches Spectrum. Die geprüfte (irgend war derjenige Theil des Spectrums, der vor der TotMlität /wiM-Jieii die Nadelspitzen des Mikrometers ein- gestellt war. (ianz unvorbereitet auf ein so unerwartetes II CSU I tat liewegte ich das beobachtende Femrohr so, dass das ^riinc Feld des SpiM'trums ins Ciesichtsfeld kam, da ich sii-iier eiwartete. 1-174 (K.) zu sehen und durch das An^x'IiiMi dieser Linie festzustellen, ob mein Apparat in l hordnung gt'kommen. Al)er auch hier war keine helle Mnie; der grüne Theil erschien eben so continuirhch wie der blaue. Ich ven^igerte hierauf allmählich den Spalt der vorlier am Sonn(>nspectrum so eingestellt war, dass <lie />-Liuie an ihren Rändern nel)Iig ei*schieu, indem ich liotVle, dadurch die Schürfe zu verbessern; aber mit keinem
Das S|)octmm nnd dio Natur der Corona. 145
besseren Ergebniss; es konnten keine helle Linien gesehen werden. Zu meiner grossen Ueberraschung aber erschien, als der Spalt so verengert war, die untersuchte Gegend, die sich von h bis G erstreckte, erfüllt mit dunklen Linien auf dem hellen Hintergründe, und es konnten diese dunklen Linien erkannt werden als die FRAUNHOFEa'schen Sonnen- linien. Noch bestrebt, helle Linien zu erhalten, öffnete ich den Spalt allmählich, bewegte das Beobachtungsfem- rohr über die ganze Länge des Spectrums vom Roth bis zum Violett, wiederholte die Operation dreimal, indem ich in jeder Gegend von Zeit zu Zeit die Breite des Spaltes änderte; aber ich konnte keine einzige helle Linie ent- decken. Herr Draper wurde hinzugerufen und bestätigte diesen Befund, den er auch an seinem eigenen Spectroskop gesehen hatte.
Ich kehrte zum Spectroskop zurück, stellte den Spalt tangential zum Mondrande, bewegte das Beobachtungs- fernrohr von einem Ende des Spectrums zum andern, indem ich in Intervallen den Spalt verengerte und erwei- terte; aber das Spectrum erschien so continuirUch wie zuvor. Hierauf wuide der Spalt wieder radial gestellt und nun ein anderer Theil der Corona untersucht. Bei der Prüfung des Spectrums erschienen wieder keine helle Linien, ausser einmal in einem Moment, als der Spalt über eine kleine Protuberanz ging, die am Südwestrande der Sonne vorhanden war. Da von den 1G5 Secunden nun bereits ein Drittel verstrichen war, entschloss ich mich, die noch übrige Zeit auf eine sorgfältigere Prüfung der Fraun- HOFER'schen Linien zu verwenden.
Jetzt zum erstenmale, da ich die Breite des Spaltes und seine Stellung zur Corona mit mehr Sorgfalt regulirte, beobachtete ich, dass diese Linien nicht durch das ganze
SchtlUn, Spcctralanalysi'. 11. 10
146 Die Spectralanaljse.
Feld deutlich hindurchgingen, sondern eine Länge hatten^ die der Breite des Coronabildes auf dem Spalt entsprach. An der Basis des Spectrums, welche der Basis der Corona entsprach, erschienen sie hell und scharf und zwar so sehr als in dem ähnlich concentrirten Mondlichte; gleichwohl war das continuirliche Spectrum, das ihren Hintergrund bildete, relativ heller als das des Mondhchtes. Es war nicht schwer, sie als FBAUNHOFEB'sche Linien zu identificiren. So waren b und F ganz besonders deutlich, und D, E und G wurden, wenn sie auch weniger deutlich waren, identificirt. Sie ver- blassten allmählich von der Basis des Spectrums nach oben und schienen zu enden, wo das continuirUche Spectrum der Corona oben begrenzt war. Während ich hiermit beschäf- tigt war, zeigte ein Strahl Sonnenlicht, dass die Totalität beendet imd die Sonnenfinsterniss von 1878 vorüber war."
Was ist nun die Natur der Corona, dieses in silber- weissem magischem Lichte strahlenden Kranzes, welcher zur Zeit der totalen Finsterniss die schwarze Mondscheibe wie mit einem Heiligenschein umgiebt und dadurch dem ganzen Phänomen einen unbeschreiblichen Reiz verleiht? Man hat früher geglaubt, dass, während der innere helle, an den Mondraud sich anschliessende Lichtring der Sonne selbst angehöre, die von demselben auslaufenden Strahlen nichts Anderes seien als die an dem dunklen und unebenen Moudkörper refiectirten Sonnenstrahlen, welche durch eine Art Lichtbeugung in die Atmosphäre der Erde und von dieser durch Reflexe in das Auge des Beobachters gelangten.
Ohne die Möglichkeit zu bestreiten, dass auf diese oder eine ähnliche Weise in einzelnen Fällen scheinbare Strahlungen entstehen mögen, darf man doch sicherlich die Strahlung der Corona im Allgemeinen auf ein solches optisches Phiinonien nicht zurückführen.
Das Spectrnm und ilie Xatnr der Corona. 147
Die Vergleichung der photographischen Bilder fuhrt ferner zu der Wahrnehmung, dass in dem Miisse, wie der Mond fortrückte, die Corona am östHchen Rande der Sonne immer mehr bedeckt, am westUchen Rande immer mehr frei wurde, der Lichtkranz sich also nicht mit dem Monde fortbewegte, sondern unverändert während der ganzen Finsterniss stehen bh'eb.
Dass also die Corona der Sonne angehört, darüber kann kein Zweifel bestehen, um so dunkler ist dagegen noch ihr Wesen selbst. ZiemUch sicher ist zunächst nur, dass, nach Ausweis der Finsternissbeobachtungen bis 1878 inclusive, die Ursache, welche eine elfjährige periodische Veränderung der Fleckenhäufigkeit der Sonne bedingt, in ähnlicher periodischer Art auch die Corona afficirt. „In den Jahren 1869, 1870 und 1871," sagt Prof. Yoüng, „waren die gasigen Bestandtheile der Corona, der Wasserstoff und die ,1474-MaterieS in solcher Menge und Beschaffenheit vorhanden und sie erhoben sich so hoch über die Oberfläche der Sonne, dass ihre Linien im Spectrum der Corona deutUch waren und die Aufmerksamkeit der Beobachter stärker anzogen als das schwache continuirliche Spectrum des von deij kleinen festen oder flüssigen Körperchen, die gleichfalls einen wesentlichen Theil der Corona bilden, ausgestrahlten und reflectirten Lichtes; 1878 ist das Ver- hältniss umgekehrt Die Gase sind entweder ihrer Menge nach zu gering oder zu kühl, um sichtbar zu sein."
Die Discussion der Ergebnisse, welche besonders die Finsterniss vom 29. Juli 1878 lieferte, führte A. Schuster zu dem etwas gewagten Schlüsse, dass, indem das Erscheinen eines continuirlichen Spectrums auf die Gegenwart fester oder flüssiger Theilchen lünweist, man an eine Materie denken müsse, die nach Art von kosmischen Meteoren in die Sonne
10»
1 18 Die Spectralftnalyse.
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^,li£.' \\i\h\ Man kann sich diese vorstellen als ein Reg
Mitcoren, der aus allen Richtungen auf die Sonne nie - , und dabei in reiloctiilem Sonnenlichte leuclitet? al
I ! ^^leieh auch infoijL^e der ungeheuren Erhitzung, wel
Partikelchen erleiden, eigenes Licht aussendet. Auch
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■4h
tindet es wahrscheinlich, dass, während die gasig<
* Üi niente der Corona streng zur Sonne gehören, die nie
fl5[: l'(irnii«j:e Substanz, d(»r Corona-Staub oder -Nebel, voi
dem und sehr wahrscheinlich meteorischem Ursprui
^^-. SciirsTKK hat folgende Hypothese zur Erklärung <
*jil* scheinun^iMi aufgestellt: „Ein Mcteorschwarni krc
i|9-[: die Sonne in einer sehr exceutrischen Bahn. Bei
J'i'. reriheldurcligang geht eine Anzahl von Meteoi-en
w,}(f; Stmne auf, und zwar wegen der gesteigerten Häutigkc
[ijij; Zusaiiinienstosses unter einander und der Auflösung
f:':;!^' iler Teniperatuisteii^erung und des Eintretens in die S
i-iF-l ti-niiKM-atur. Die loirale Teniperatursteigerung. die
^fi. das Hineinfallen veranlasst wird, imiss an der Obc
Tr..:«! der Sonne Stniniungen erzeugen und Cyklone en
£',;(■' hissen, die wir Scninentlecke nennen. Wenn die 3
'r;'tJ ' i'iiie Periode haben, so dass alle elf Jahre eine zahlr
•rhi Miiij^e ilurch da^ PiM-ihel geht, dann wii'd sich eine
ilfhj! Anzahl von Sonnenih-cken bilden, und gleichzeitig ^
,^ y: wir i'inen l.'ntiTschied in dem Aussehen der Coroi
*'^i obachten, der widil von der Art sein könnte, wie b
■jij,"| wirklich beobachtet hat." Hei dem gegenwärtigen i
^!|. der WiNseiischaft iM die Erai'e nach der Natur der (
i:;(i' nur hvpoth<*tisch zu beantwiu'ten; es wird ferneren
^ij.« niltigen Heobachtungen bei späteren totalen Sonnenfi
riij;: ni-^scn voiliehallen bleiben, weitere Erfiihrungen zu
j:;jj»j" mein, um die bereits jetzt gewonnenen Ansichten zu sl
-,|Ii ' oder andere an denni Stelle zu setzen.
* ■ j! -• ■
Das Tclespectroskop n. die Beobachtnog des rrotuberauzspvctrams. 1 19
16. Das Telespectroskop und die Methode, das Spectrum der Protnberanzen bei Sonnenschein
zu beobachten.
Schon im October 1866 theilte J. Norman Lockyer der Royal Society zu London eine Methode mit, um das Spectruni der Protuberanzen zu jeder Zeit, wenn die Sonne sclieint, zu beobachten; aber seine Bemühungen blieben ohne Ei-folg, weil die von ihm angewandten Spectralappa- rate eine zu geringe Dispersionskraft hatten.
Als Janssen bei der Beobachtung der Sonnenfinster- niss vom 18. August 1868 von dem ausserordentlichen Glänze der Protuberanz-Linien überrascht wurde, rief er bei dem Wiedererscheinen der Sonne und dem Verschwin- den der Protuberanzen aus: „Je reverrai ces lignes la en dehors des echpses!" Aber Wolken verhinderten ihn, noch am selbigen Tage seine Absicht auszuführen. Am 19. August war er vor Tagesanbruch aufgestanden, um den Sonnenaufgang zu beobachten. Kaum hatte sich das Tagesgestirn in seinem vollen Glänze über den Horizont erhoben, als es ihm gelang, das Spectrum der Protube- ranzen in voller Klarheit zu sehen. Der Anblick des vorigen Tages war vollständig verändert. Die Vertheilung der Gasmassen war rings um die Sonne herum eine ganz andere geworden, und von der grossen Protuberanz wturen kaum noch einige Spuren übrig geblieben. Von diesem Tage an studirte Janssen in Indien siebzehn Tage lang hinter einander die Protuberanzen und entwarf Zeich- nungen, aus denen hervorging, dass diese Gasmassen mit ausserordentlicher Geschwindigkeit Gestalt und Ort ver- ändern. Der Bericht von Janssen, in welchem er seine neue Entdeckung dem französischen Minister des Unter-
15<> I>i»* Spectralaualyse.
richts iiiittlu*iltc\ ist vom 19. September aus Korana^h «latirt.
L(kkyi:k liatte inzwischen sein Instniiiieiit verbesseit; iil»rr eist am 1(). October 1868 kam er in den Besitz des- sellx'ii, als die Nachricht von der Entdeckung Jaxssex's Knropa längst erreicht hatte. Am 20. October war das TvJt'spi'ctroüknp* so weit aufgestellt, dass damit Beol)- achtmijr^^n angestellt werden konnten, und noch an dem- selben Tage konnte Lückyer an die Royal Society in London schreiben:
„Irh hab(! diesen Morgen mit vollständigem Erfolge das Sprctiinn einer Sonnenprotuberanz erhalten und beob- achtijt. Das Resultat ist das Auftreten von drei hellen Linien in folgender Lage (Fhj.öÖ^ Nr. 6): 1) eine Linie voll>tän(li;; coineidirend mit C, 2) eine Linie coincidirend mit /•', .*>) eine Linie nahe bei />."
Dtf'sc dritte- imtner sehr feine Linie nahe bei D ist um 1» bis 10 (irade der KiucnnüFF'schen Scala brechbarer als die brechbarste der beiden D-Linien (d. h. sie liegt weiter nach dem (irün hin) und wird mit D^ bezeichnet
In einer folgenden Mittheilung an Warrex dk la Rüi irkliirt Lockvkk, tlass die Protuberanzen bloss locale An- hiiufmii^en «'iner glühenden gasigen Materie seien, welche dii" ganze Sonne einhülle, und dtiss er auf allen Seiten der Sonne das charakteristische Speetrum der Protube- ranzen wahrnebmen könne. Er giebt die Dicke dieser (ia^bülle auf ungefähr KHK) geographische Meilen an, macht die Mittbeilung, dass das reine Spectrum einer Trotuberanz aus kurzen hellen Linien bestehe, dass aber,
' Wir hrzricliiicii mit <li«'s«ni Aiistlnirke die Vcrbiudnni; i'iije> ilnr< li riiiu«rk lMwr;:t.i! 'rtlf^k«»jts mit rjnein Spt-ctroRkopc von gTnsser
Das Telespcctroskop u die Beobachtung des Protuberanzspcctrums. 151
wenn man den Spalt des Instrumentes in der Weise, wie