120

Spektralanalyse (Bedeutung für die Astronomie etc.).

welche farbige Körper im Spektrum des durchgelassenen Tages- oder Lampenlichts hervorbringen, sind für die chemische Beschaffenheit dieser Körper charakteristisch und gestatten, dieselben spektralanalytisch zu erkennen. Das Spektroskop kann daher in vielen Fällen dazu dienen, die Echtheit oder Verfälschung von Nahrungsmitteln, Droguen etc. nachzuweisen. Das Mikrospektroskop, ein mit einem Prismensatz ausgerüstetes Mikroskop, gestattet, diese Untersuchungsmethode auf die kleinsten Mengen anzuwenden. Auch in die gerichtliche Medizin hat die S. Eingang gefunden, weil sie die geringsten Mengen Blut nachzuweisen vermag.

Die spektroskopische Untersuchung der Absorptionsspektren kann sogar dazu dienen, die Menge der in einer Lösung enthaltenen färbenden Substanz zu ermitteln (quantitative S.). Zu diesem Zweck besteht der Spalt (nach Vierordt) aus einer obern und untern Hälfte, deren jede unabhängig von der andern enger und weiter gemacht werden kann. Tritt nun z. B. durch die obere Hälfte des Spalts das ungeschwächte Licht, durch die untere das durch die absorbierende Substanz gegangene Licht ein, so erblickt man im Gesichtsfeld unmittelbar übereinander zwei Spektren und bewirkt nun durch Verengerung der obern Spalthälfte, daß irgend eine Farbe in beiden Spektren die gleiche Helligkeit zeigt. Die Lichtstärken dieser Farben in den beiden Strahlenbündeln verhalten sich dann umgekehrt wie die durch Mikrometerschrauben zu messenden Spaltbreiten. Die absorbierende Wirkung einer und derselben gelösten Substanz steigt aber mit der Konzentration; man kann daher aus der durch ein solches Spektrophotometer bewirkten Messung der Lichtstärken unter Berücksichtigung des bekannten Absorptionsgesetzes auf die Menge der Substanz schließen. Bei andern Spektrophotometern (Glan) wird die Schwächung des einen Strahlenbündels durch Polarisation bewirkt.

Schon Fraunhofer hatte beobachtet, daß die helle gelbe Linie des Natriumlichts dieselbe Stelle im Spektrum einnimmt wie die dunkle Linie D des Sonnenlichts. Kirchhoff zeigte nun, daß ein gas- oder dampfförmiger Körper genau diejenigen Strahlengattungen absorbiert, welche er im glühenden Zustand selbst aussendet, während er alle andern Strahlenarten ungeschwächt durchläßt. Bringt man z. B. eine Spiritusflamme, deren Docht mit Kochsalz eingerieben ist, zwischen das Auge und ein Taschenspektroskop und blickt durch letzteres nach einer Lampenflamme, so sieht man das umgekehrte Spektrum des Natriums, d. h. die Natriumlinie erscheint dunkel auf hellem Grund, weil die Natriumflamme für Strahlen von der Brechbarkeit derer, welche sie selbst aussendet, undurchsichtig, für alle andern Strahlen aber durchsichtig ist. Bei genauer Vergleichung der Fraunhoferschen dunkeln Linien mit den hellen Linien irdischer Stoffe stellte sich nun heraus, daß eine sehr große Anzahl jener mit diesen genau übereinstimmt; so hat z. B. jede der mehr als 450 hellen Linien des Eisens ihr dunkles Ebenbild im Sonnenspektrum. Es erscheint demnach Kirchhoffs Schluß berechtigt, daß die Sonne ein glühender Körper ist, dessen Oberfläche, die Photosphäre, weißes Licht ausstrahlt, welches an und für sich ein kontinuierliches Spektrum geben würde, und daß die Photosphäre rings von einer aus glühenden Gasen und Dämpfen bestehenden Hülle von niedrigerer Temperatur (der Chromosphäre) umgeben ist, durch deren absorbierende Wirkung die Fraunhoferschen Linien hervorgebracht werden. Die S. des Sonnenlichts gibt uns demnach Aufschluß über die chemische Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre. Die vergleichenden Untersuchungen über die Spektren der Sonne und irdischer Stoffe sind in ausgedehnten sorgfältigen Zeichnungen niedergelegt; diejenige Kirchhoffs stellt das prismatische Spektrum dar und ist auf eine willkürliche Skala bezogen. Später hat Angström unter Mitwirkung von Thalén ein 3,5 m langes Bild des Gitterspektrums entworfen, in welches die Linien nach ihren Wellenlängen eingetragen sind. Für die brechbaren Teile des Spektrums vom Grün an und insbesondere auch für die ultravioletten Strahlen erhält man das Spektralbild statt durch mühsame Zeichnung leicht auf dem Weg der Photographie. Besonders schön und ausgedehnt ist die von Rowland mit Hilfe eines Reflexionsgitters hergestellte Photographie des Spektrums. Den ultraroten Teil des Spektrums hat Becquerel unter Zuhilfenahme von Phosphoreszenz gezeichnet, und Abney ist es gelungen, auch die roten und ultraroten Strahlen zu photographieren. - Außer den unzweifelhaft der Sonne angehörigen Spektrallinien gewahrt man im Sonnenspektrum noch andre dunkle Linien, welche erst durch die absorbierende Wirkung der Erdatmosphäre entstanden sind und deshalb atmosphärische Linien heißen. Die Fraunhoferschen Linien A und B erscheinen um so dunkler, je tiefer die Sonne steht, und verraten dadurch ihren irdischen Ursprung; nach Angström rühren sie wahrscheinlich von der Kohlensäure unsrer Atmosphäre her. Andre dunkle Linien und Bänder zwischen A und D, namentlich ein Band unmittelbar vor D, sind dem Wasserdampf der Atmosphäre zuzuschreiben. Man nennt sie Regenbänder, weil sie durch ihr Dunklerwerden bevorstehende Niederschläge ankündigen. - Der Mond und die Planeten, welche mit erborgtem Sonnenlicht leuchten, müssen natürlich ebenfalls die Fraunhoferschen Linien zeigen. Das Spektrum des Mondes stimmt mit demjenigen der Sonne vollkommen überein, ein neuer Beweis dafür, daß der Mond keine Atmosphäre hat. Venus, Mars, Jupiter und Saturn dagegen lassen in ihren Spektren deutlich den Einfluß ihrer Atmosphären erkennen, welche unzweifelhaft Wasserdampf enthalten. Die Spektren der Fixsterne zeigen, ähnlich demjenigen unsrer Sonne, dunkle Linien, welche jedoch unter sich und von denen im Sonnenspektrum zum Teil verschieden sind. Im Aldebaran z. B. vermochte Huggins Natrium, Magnesium, Calcium, Eisen, Wismut, Tellur, Antimon, Quecksilber und Wasserstoff nachzuweisen, wovon weder Wismut noch Tellur auf unsrer Sonne vorkommen; Beteigeuze enthält dieselben Elemente wie Aldebaran, mit Ausnahme von Quecksilber und Wasserstoff. Auch die Farben der Sterne erklären sich aus der Beschaffenheit ihres Spektrums. Von den beiden Sternen z. B., welche den Doppelstern β im Schwan bilden, erscheint der eine gelbrot, weil dunkle Linien hauptsächlich im Blau und Rot seines Spektrums auftreten, der andre blau, weil das Rot und Orange seines Spektrums mit dicht gedrängten dunkeln Linien erfüllt ist. Über die Einteilung der Fixsterne nach ihrem spektralen Verhalten s. Fixsterne, S. 325. Als im Mai 1866 der bisher nur teleskopisch sichtbare Stern T im Sternbild der Nördlichen Krone fast plötzlich bis zur zweiten Größe aufleuchtete, zeigte sein Spektrum auf kontinuierlichem, mit dunkeln Linien durchzogenem Grund mehrere helle Linien, von denen zwei (C und F) dem Wasserstoff angehörten, und welche nach zwölf Tagen, nachdem der Stern von der zweiten bis zur achten Größe herabgesunken war, wieder verschwunden waren. Das Aufleuchten des Sterns erklärt sich demnach