Die Spektren der wichtigsten Metalle wurden zunächst mit Hilfe der
Chlorverbindungen hervorgerufen. Das Ergebnis war die beistehende, der
Abhandlung vom Jahre 1860 entnommene Tafel. Die darauf dargestellten
Spektren wurden mit den Spektren verglichen, die man erhielt, wenn
man die Bromide, Jodide, Oxydhydrate, die schwefelsauren und die
kohlensauren Salze der entsprechenden Metalle in folgende Flammen
brachte:
in die Flamme des Schwefels,
in die Flamme des Schwefelkohlenstoffs,
in die Flamme des wasserhaltigen Alkohols,
in die nicht leuchtende Flamme des Leuchtgases,
in die Flamme des Kohlenoxydgases,
in die Flamme des Wasserstoffs und
in die Knallgasflamme.
Bei dieser umfassenden Untersuchung stellte sich heraus, daß die
Verschiedenheit der Verbindungen, in denen die Metalle angewandt
werden, die Mannigfaltigkeit der chemischen Vorgänge in den einzelnen
Flammen und der große Temperaturunterschied dieser letzteren keinen
Einfluß auf die Lage der den einzelnen Metallen entsprechenden
Spektrallinien ausübt. *Kirchhoff* und *Bunsen* erklärten dies daraus,
daß die von ihnen verflüchtigten Salze bei der Temperatur der Flamme
nicht beständig seien, sondern zerfallen, so daß immer die Dämpfe des
freien Metalles die Spektrallinien erzeugen.
Soviel erwies sich als sicher, daß jeder Stoff sein eigenes Spektrum
hat. Die gleichartigen Spektren der verschiedensten Salze eines und
desselben Metalles konnten deshalb nur daher rühren, daß in den Flammen
derselbe Stoff das Leuchten bewirkt. Ob es sich dabei um den Dampf
des freien Metalles oder etwa um das Metalloxyd handelt, oder ob die
Lichterscheinungen ihre Ursache in den mit dem chemischen Vorgang
verbundenen Energieumwandlungen haben, konnte nicht mit Sicherheit
entschieden werden.
Die Untersuchung der Salze der bekannteren Metalle ergab, daß von allen
Spektralreaktionen die des Natriums am empfindlichsten ist. Die gelbe
Linie Na α (siehe die Tafel), welche das Natriumspektrum aufweist,
fällt mit der *Fraunhofer*schen Linie D zusammen und zeichnet sich
durch ihre besonders scharfe Begrenzung und ihre außerordentliche
Helligkeit aus. An der Sauerstoff-, Chlor-, Jod- und Bromverbindung,
an dem schwefelsauren und kohlensauren Salze zeigte sich die Reaktion
am deutlichsten. Allein selbst bei den kieselsauren, borsauren,
phosphorsauren und anderen feuerbeständigen Salzen fehlte sie nicht.
Folgender Versuch ließ erkennen, daß die Chemie keine Reaktion
aufzuweisen hat, die sich mit der spektralanalytischen Bestimmung des
Natriums an Empfindlichkeit vergleichen läßt. Die beiden Forscher
verpufften in einer vom Standorte des Spektralapparates möglichst weit
entfernten Ecke des Beobachtungszimmers, das ungefähr 60 Kubikmeter
Luft faßte, drei Milligramm chlorsaures Natrium mit Milchzucker[465].
Darauf wurde die nicht-leuchtende Lampe vor dem Spalt beobachtet.
Schon nach wenigen Minuten gab die allmählich sich fahlgelblich
färbende Flamme eine starke Natriumlinie, die erst nach 10 Minuten
wieder verschwunden war. Aus dem Gewichte des verpufften Natriumsalzes
und der im Zimmer enthaltenen Luft ließ sich berechnen, daß in einem
Gewichtsteile der letzteren nicht einmal 1/20000000 Gewichtsteil
Natriumoxyd enthalten sein konnte. Da sich die Reaktion in der Zeit
einer Sekunde mit aller Bequemlichkeit beobachten ließ, in dieser
Zeit aber nach dem Zufluß und der Zusammensetzung der Flammengase
zu urteilen, nur ungefähr 50 ccm oder 0,0647 g Luft, die weniger
als 1/20000000 des Natriumsalzes enthielten, in der Flamme zum
Glühen gelangten, so ergab sich, daß das Auge weniger als 1/3000000
Milligramm des Natriumsalzes noch deutlich zu erkennen vermag.
Auch der leuchtende Dampf der Lithiumverbindungen gab zwei scharf
begrenzte Linien, eine gelbe sehr schwache und eine rote, glänzende. An
Sicherheit und Empfindlichkeit übertraf auch diese Reaktion alle in der
analytischen Chemie bisher bekannten.
Es ließ sich ferner die unerwartete Tatsache außer Zweifel stellen,
daß das Lithium zu den verbreitetsten Elementen gehört. Lithium ließ
sich mit Leichtigkeit im Meerwasser nachweisen. Asche von Tangen, die
vom Golfstrom an die Küste getrieben waren, enthielt erhebliche Spuren
davon. Sämtliche Orthoklase aus dem Granit des Odenwaldes zeigten
sich lithiumhaltig. Mineralwässer, in denen Lithium kaum noch in
einem Liter nach dem gewöhnlichen analytischen Verfahren nachgewiesen
werden konnte, zeigten die rote Lithiumlinie oft schon, wenn man nur
einen Tropfen des Wassers an einem Platindraht in die Flamme brachte.
Selbst in der Asche von Tabak, vom Weinstock, sowie in der Asche der
Feldfrüchte, die in der Rheinebene gezogen waren, fehlte das Lithium
eben so wenig wie in der Milch der Tiere jenes Landstriches.
Ein Gemenge von flüchtigen Natrium- und Lithiumsalzen zeigte neben der
Reaktion des Natriums die des Lithiums mit einer kaum verminderten
Schärfe, während das unbewaffnete Auge an der Flamme nichts als das
gelbe Licht des Natriums ohne jede Andeutung einer rötlichen Färbung
wahrnahm.
In dem geschilderten, spektralanalytischen Verhalten der untersuchten
Substanzen zeigte sich besonders die große Überlegenheit des neuen
Verfahrens gegenüber dem bisherigen Nachweis der Elemente aus der
Farbe und dem Aussehen gewisser Niederschläge. Wurde doch die
charakteristische Farbe der Niederschläge oft durch Beimengung fremder
Stoffe bis zur Unkenntlichkeit verwischt. Bei der Spektralanalyse
dagegen erschienen die charakteristischen Linien unberührt von fremden
Einflüssen und unverändert durch die Dazwischenkunft anderer Stoffe.
»Die Stellen, welche sie im Spektrum einnehmen«, so lauten die Worte
der beiden Forscher, »machen eine Eigenschaft aus, die so unwandelbar
und fundamental ist wie das Atomgewicht der Stoffe. Dabei lassen sich
diese Linien mit einer fast astronomischen Genauigkeit bestimmen. Was
aber der spektralanalytischen Methode eine ganz besondere Wichtigkeit
verleiht, ist der Umstand, daß sie die Schranken, bis zu welchen bisher
die chemische Analyse reichte, fast ins Unbegrenzte hinausrückt.«
Bot nämlich die Spektralanalyse einerseits ein Mittel von
bewunderungswürdiger Einfachheit, um die kleinsten Spuren gewisser
Elemente in irdischen Substanzen zu entdecken und bisher unbekannte
Elemente aufzufinden, so eröffnete sie andererseits der chemischen
Forschung ein bis dahin verschlossenes Gebiet, das über die Grenzen
der Erde, ja selbst des Sonnensystems hinausreicht. Da es bei der in
Rede stehenden analytischen Methode genügt, das glühende Gas, um dessen
Analyse es sich handelt, durch das Spektroskop zu beobachten, so lag
der Gedanke nahe, diese Methode auch auf die Atmosphäre der Sonne und
die helleren Fixsterne anzuwenden. Diesen Gedanken verwirklicht zu
haben, ist das große Verdienst *Gustav Kirchhoffs*.
Schon *Fraunhofer* hatte bemerkt, daß in dem Spektrum einer
Kerzenflamme eine helle Linie auftritt, die mit den beiden dunklen
D-Linien des Sonnenspektrums zusammenfällt. *Bunsen* und *Kirchhoff*
vermochten die helle Linie der Kerze, die sich als eine Doppellinie
erwies, auf die Allverbreitung des Natriums und die außerordentliche
Empfindlichkeit der Spektralreaktion dieses Elementes zurückzuführen.
Über den Grund des erwähnten Zusammenfallens gab eine zufällige
Beobachtung Aufschluß. Bei der Untersuchung von Flammenspektren der
verschiedenen Metallsalze befand sich eine mit Natrium gefärbte
Alkoholflamme vor dem Spalt des Spektralapparates, während gleichzeitig
Sonnenlicht hineinfiel. Bei diesem Versuche erschien die Natriumlinie
auffallend dunkel, während man doch ein stärkeres Hervortreten der
Linie hätte vermuten dürfen. Um diese unerwartete Erscheinung zu
erklären, ließ *Kirchhoff* *Drummond*sches Kalklicht, das keine dunklen
Linien gibt, sondern ein zusammenhängendes Spektrum liefert, zunächst
durch eine Natriumflamme und darauf durch das Prisma fallen. Jetzt
befand sich an der Stelle der gelben Linie eine dunkle. Hiermit war
das erreicht, was in der Folge als eine Umkehrung des Flammenspektrums
bezeichnet wurde.
Die Erscheinung erklärte *Kirchhoff* durch die Annahme, daß eine
Natriumflamme nur solche Strahlen absorbiert, die sie selbst aussendet,
für alle anderen Strahlen aber durchlässig ist. Daß diese Erklärung
zutrifft, zeigt folgende, von *Kirchhoff* herrührende Überlegung. Wenn
man vor den glühenden Platindraht, dessen Spektrum man betrachtet,
eine Natriumflamme bringt, so ändert sich die Helligkeit in der Nähe
der Natriumlinien nicht; in diesen *selbst* ändert sie sich aus
doppeltem Grunde: die Stärke des Lichtes, das von dem Platindraht
ausgegangen ist, wird hier durch die Absorption der Flamme auf einen
gewissen Bruchteil des ursprünglichen Wertes herabgesetzt. Das Licht
der Natriumflamme wird aber hinzugebracht. Es ist klar, daß wenn der
Platindraht stark genug leuchtet, der durch die Absorption bewirkte
Verlust an Licht den durch die Leuchtkraft der Flamme hervorgebrachten
Gewinn überwiegen muß; die Natriumlinien werden dann dunkler als ihre
Umgebung erscheinen und können, wenn die Absorption stark genug ist,
durch den Kontrast mit der Umgebung ganz schwarz aussehen, obgleich
ihre Lichtstärke größer ist als diejenige, welche die Natriumflamme für
sich allein hervorbringt.
Ebenso leicht, wie die hellen Natriumlinien in dunkle verwandelt werden
konnten, gelang dies bei der roten Lithiumlinie. Auch an den Spektren
der Metalle Kalium, Strontium, Calcium und Barium wurde von den beiden
Forschern die Umkehrung und damit die Richtigkeit des von *Kirchhoff*
ausgesprochenen Absorptionsgesetzes nachgewiesen.
Dieses wichtige Gesetz wurde in *Kirchhoffs* Abhandlung Ȇber den
Zusammenhang zwischen Emission und Absorption von Licht und Wärme«[466]
mathematisch entwickelt und dahin ausgesprochen, daß »für Strahlen
derselben Wellenlänge bei derselben Temperatur das Verhältnis des
Emissionsvermögens zum Absorptionsvermögen für alle Körper dasselbe
ist«.
Mit der Umkehrung der Spektren waren die *Fraunhofer*schen Linien
des Sonnenspektrums erklärt. Sie deuten offenbar auf Dämpfe hin,
welche den glühenden Zentralkörper umgeben und das von ihm ausgehende
Licht absorbieren. Auf Grund der an den Metallspektren und deren
Umkehrungen gewonnenen Ergebnisse vermochte *Kirchhoff* auf die Natur
der absorbierenden Dämpfe und damit auf die materielle Beschaffenheit
der Sonne, sowie der fernen Weltkörper überhaupt zu schließen. Der
Astronomie wurde auf diese Weise ein ungeahnter Ausblick eröffnet. Dem
Ausspruch *Humboldts*[467], daß die Weltkörper für unsere Erkenntnis
nur gravitierende Materie ohne elementare Verschiedenheit der Stoffe
seien, war jetzt die Berechtigung entzogen. *Kirchhoff* lieferte eine
sehr genaue Untersuchung über das Sonnenspektrum[468], indem er die
Lage von mehr als 2000 *Fraunhofer*schen Linien nach einer von ihm
gewählten Skala bestimmte. Dabei ergab sich, daß eine große Anzahl
ausgezeichneter *Fraunhofer*scher Linien mit den Linien bekannter
Metallspektren zusammenfallen.
[Illustration: Abb 47. *Kirchhoff* vergleicht das Sonnenspektrum mit
den Spektren irdischer Elemente. (*Kirchhoffs* Untersuchungen. Tafel
I.)]
Ein Blick auf die von *Kirchhoff* entworfene Tafel (Abb. 47) zeigt
viele derartige Koinzidenzen. Besonders auffallend war es, daß sich an
den Stellen aller von ihm beobachteten Eisenlinien im Sonnenspektrum
scharfe dunkle Linien befanden[469]. Jede dieser Koinzidenzen ließ
sich mit einer Sicherheit feststellen, welche derjenigen gleichkam,
mit der bisher die Koinzidenz der Natriumlinien mit den D-Linien
erwiesen war. Die beobachtete Tatsache erklärte *Kirchhoff* durch die
Annahme, daß die Lichtstrahlen, die das Sonnenspektrum liefern, durch
Eisendämpfe gegangen sind und hier die Absorption erlitten haben,
welche Eisendämpfe ausüben müssen. »Der Annahme solcher Dämpfe in der
Atmosphäre der Sonne«, sagt *Kirchhoff*, »steht bei der Temperatur,
die wir diesem Weltkörper zuschreiben müssen, nichts entgegen. Die
Beobachtungen des Sonnenspektrums scheinen mir die Gegenwart von
Eisendämpfen in der Sonnenatmosphäre mit einer so großen Sicherheit zu
beweisen, wie sie in den Naturwissenschaften überhaupt erreichbar ist.«
Nachdem die Gegenwart eines irdischen Stoffes in der Sonnenatmosphäre
festgestellt und dadurch eine große Zahl von *Fraunhofer*schen
Linien erklärt war, lag die Vermutung nahe, daß auch andere irdische
Stoffe sich an der Zusammensetzung der Sonne beteiligen und durch
die Absorption, welche sie ausüben, entsprechende *Fraunhofer*sche
Linien erzeugen. Dies ergab sich in der Tat für Calcium, Magnesium und
Natrium. Allerdings ist die Zahl der hellen Linien in dem Spektrum
eines jeden dieser Metalle nur klein. Aber diese Linien, sowie
diejenigen des Sonnenspektrums, mit denen sie zusammenfallen, sind
so deutlich, daß diese Koinzidenzen sich mit ganz besonderer Schärfe
beobachten lassen.
Es lag nahe, zu untersuchen, ob auch Nickel und Kobalt, welche die
steten Begleiter des Eisens in den Meteoriten sind, einen Bestandteil
der Sonnenatmosphäre bilden. Mit gleicher Bestimmtheit, wie es für das
Eisen geschehen, konnte indessen *Kirchhoff* in diesem Falle den Beweis
nicht liefern. Für Barium, Kupfer und Zink machte er es wahrscheinlich,
daß sie in der Sonnenatmosphäre vorhanden sind. Die Untersuchung auf
Gold, Silber, Blei und einige andere Metalle ergab ein negatives
Resultat.
Spätere Untersuchungen haben das Vorhandensein von Kobalt und Nickel
in der Sonnenatmosphäre dargetan. Durch die Spektralanalyse ist die
Anwesenheit von mehr als 30 Elementen in der Sonne mit Sicherheit
nachgewiesen; darunter befinden sich Eisen, Nickel, Mangan, Chrom,
Kobalt, Kohlenstoff (200 Linien), Calcium, Magnesium, Natrium,
Silicium, Strontium, Barium, Aluminium, Zink, Kupfer, Silber, Zinn,
Blei, Kalium. Im Sonnenspektrum nicht nachgewiesen sind: Antimon,
Arsen, Wismut, Bor, Stickstoff, Gold, Quecksilber, Phosphor,
Schwefel[470]. Doch ist damit nicht etwa der Nachweis geliefert, daß
die letztgenannten Elemente an der Zusammensetzung des Sonnenkörpers
nicht beteiligt sind. Man ist aus den Ergebnissen der Spektralanalyse
in höherem Maße als durch die Analyse der Meteoriten zu dem Schlusse
berechtigt, daß das übrige Weltall, soweit es sich den Sinnen
offenbart, denselben elementaren Aufbau wie die Erde besitzt.
Der Gesamtverlauf der Untersuchung mußte *Kirchhoff* zu der Annahme
führen, daß die Sonne aus einem festen oder tropfbar flüssigen,
in der höchsten Glut befindlichen Kern besteht, der für sich ein
kontinuierliches Spektrum geben würde, der aber umgeben ist von einer
das Licht zum Teil absorbierenden Atmosphäre von etwas geringerer
Temperatur[471].
Diese Vorstellung von der Beschaffenheit der Sonne stimmt mit
der von *Laplace* begründeten Hypothese über die Bildung unseres
Planetensystems überein[472]. Wenn die Masse, die jetzt in den
einzelnen Körpern dieses Systems verdichtet ist, in früheren Zeiten
einen zusammenhängenden Nebel von ungeheurer Ausdehnung bildete, durch
dessen Zusammenziehung die Sonne, die Planeten und die Monde entstanden
sind, so müssen alle diese Körper im wesentlichen von der gleichen
chemischen Zusammensetzung sein.
Die Vermutung, welche *Bunsen* und *Kirchhoff* schon in ihrer ersten
Abhandlung vom Jahre 1860 aussprachen, daß nämlich die Spektralanalyse
ein Mittel zur Entdeckung bisher unbekannter Elemente abgeben werde,
sollte sich sehr bald als zutreffend erweisen. Schon im Jahre 1861
konnten beide Forscher eine Untersuchung veröffentlichen, durch welche
die Gruppe der Alkalimetalle um zwei neue Glieder, das Cäsium und das
Rubidium, bereichert wurde. Das Vorkommen dieser Elemente ist ein so
spärliches, daß es der Verarbeitung von 44000 kg eines Soolwassers[473]
bedurfte, um nur wenige Gramm des zur Untersuchung nötigen Materiales
zu erhalten. Die Mutterlauge der untersuchten Soole zeigte nach der
Ausfällung von Calcium, Strontium und Magnesium im Spektralapparat
die Linien von Natrium, Kalium und Lithium und außer diesen noch zwei
ausgezeichnete, sehr nahe beieinander liegende blaue Linien. Da kein
einziges der bisher bekannten Elemente an der betreffenden Stelle des
Spektrums zwei solche Linien hervorbrachte, so konnte die Existenz
eines bisher unbekannt gebliebenen Grundstoffes als erwiesen betrachtet
werden. Diesen Grundstoff bezeichneten *Kirchhoff* und *Bunsen* der
blauen Farbe seiner charakteristischen Linien wegen als Cäsium. Durch
geeignete Behandlung des Minerals Lepidolith erhielten beide Forscher
einen Niederschlag, der im Spektralapparat zwei neue, prachtvolle
violette Linien von bestimmter Lage zeigte und auf einen zweiten, bis
dahin unbekannten Grundstoff hindeutete. Er erhielt den Namen Rubidium,
weil seine charakteristischen Linien im roten Teile des Spektrums
liegen.
Beide Elemente wurden darauf von *Bunsen* eingehend auf ihr chemisches
Verhalten geprüft. Sie erwiesen sich als dem Natrium und dem Kalium
sehr ähnliche Grundstoffe. Ihre Affinität zum Sauerstoff war sogar noch
größer als diejenige des Kaliums.
[Illustration: Abb. 48. *Bunsens* und *Kirchhoffs* verbessertes
Spektroskop.]
Bei der Untersuchung der Spektren von Rubidium und Cäsium bedienten
sich *Kirchhoff* und *Bunsen* eines verbesserten Apparats. Dieser
Apparat, der den noch heute gebräuchlichen Spektroskopen im
wesentlichen entspricht, gestattet die Spektren zweier Lichtquellen auf
das Schärfste miteinander zu vergleichen. Er besitzt eine mit Ziffern
versehene Skala, die sich in dem Rohre C vor einer Sammellinse befindet
und durch Reflexion an der vorderen Prismenfläche dem durch das
Fernrohr B blickenden Beobachter gleichzeitig mit den Spektren sichtbar
wird. Die Vergleichung zweier Spektren wird folgendermaßen erreicht.
Der Spalt, welcher das Licht durch das Rohr A zum Prisma gelangen läßt,
bleibt in der oberen Hälfte frei, in der unteren wird er dagegen von
einem kleinen Prisma bedeckt. Dieses läßt durch totale Reflexion die
Strahlen der Lichtquelle D durch den Spalt treten, während die Strahlen
der Lichtquelle E direkt durch die obere Hälfte des Spaltes gehen[474].
Ein Jahr später erfuhr das Spektroskop durch *Kirchhoff* eine weitere
Verbesserung. Da die Spektrallinien bei den bisher benutzten Apparaten
für feinere Ablesungen zu nahe beieinander lagen, galt es, eine
Verbreiterung des Spektrums herbeizuführen. *Kirchhoff* erzielte dies,
indem er statt eines Prismas vier in einem Halbkreise geordnete Prismen
anwandte. (Abb. 49.)
[Illustration: Abb. 49. *Kirchhoffs* Spektroskop mit vier Prismen.]
Jedem Durchgang durch eines der drei hinzugefügten Prismen entsprach
eine Verbreiterung des Spektrums unter entsprechender Vergrößerung des
Abstandes der Spektral- oder der *Fraunhofer*schen Linien. Mit diesem
Apparat stellte *Kirchhoff* seine Untersuchung über das Sonnenspektrum
an, mit deren wichtigen Ergebnissen wir schon bekannt wurden[475].
Eine weitere Vergrößerung der Dispersion oder Zerstreuung des Lichtes
erzielte man dadurch, daß man an die Stelle der Glasprismen mit stark
zerstreuendem Schwefelkohlenstoff gefüllte Hohlprismen brachte. Für
manche Zwecke erwiesen sich ferner die geradsichtigen Spektroskope
als erwünscht. Ihre Konstruktion beruht auf dem Grundsatz, daß man
Prismenverbindungen herstellen kann, die wohl die Ablenkung, nicht aber
die Farbenzerstreuung aufheben.
An die grundlegenden Arbeiten *Kirchhoffs* und *Bunsens* schlossen
sich die Untersuchungen zahlreicher Physiker an. Mit den Spektren
stark verdünnter Gase beschäftigten sich *Plücker* und *Wüllner*. Von
dem Linienspektrum, das besonders durch stark verdünnte, elementare
Gase und Dämpfe hervorgerufen wird, unterschied man das bei geringerer
Verdünnung und insbesondere bei chemischen Verbindungen auftretende
Bandenspektrum. Absorptionsstreifen traten auch auf, wenn man das
kontinuierliche Spektrum durch flüssige und feste Körper hindurchgehen
ließ.
An die Durchforschung des Sonnenspektrums reihten sich die
spektroskopischen Untersuchungen der Protuberanzen, der Fixsterne und
der Nebelflecken. Unter den irdischen Lichtquellen wandte sich das
Interesse der mit dem Spektroskop arbeitenden Physiker insbesondere
dem elektrischen Funken, dem Blitz, dem Nordlicht und zahlreichen
anderen Erscheinungen zu, über deren Natur die neue Methode eine Fülle
wertvoller Aufschlüsse gewinnen ließ.
In nicht geringerem Grade hat sich die Fruchtbarkeit des neuen
Verfahrens für die Chemie selbst offenbart. Es wurde nicht nur zu dem
wichtigsten analytischen Hilfsmittel, sondern es führte schon in den
Händen seiner Erfinder zur Entdeckung neuer Grundstoffe[476] und drang
befruchtend in alle Zweige der angewandten Naturwissenschaften ein. So
erblicken wir heute das Spektroskop in den Händen des Arztes, wenn es
gilt, eine Kohlenoxyd- oder eine Blausäurevergiftung nachzuweisen, oder
des Hüttenmannes, der aus dem Verschwinden der Kohlenstofflinie die
Beendigung des Bessemerprozesses abliest.
Auch auf dem Gebiete der Astronomie erwies sich die Spektroskopie
als eins der wichtigsten Forschungsmittel, besonders nachdem sie
mit der Photographie vereinigt worden war. Jetzt erst war man
imstande, die chemische und die physikalische Natur, sowie manche
Bewegungserscheinungen der Gestirne aufzuhellen. Die genauere
spektroskopische Erforschung der Sonne setzten sich der Schwede
*Angström*, der Engländer *Lockyer* und der Amerikaner *Rowland* als
Aufgabe. Letzterer lieferte die gründlichste Untersuchung unseres
Zentralgestirns[477].
Das Studium der Sonnenphotosphäre führte zur Entdeckung eines
Elementes, das die Mineralchemie bis dahin noch nicht kennen gelernt
hatte. Der englische Physiker *Crookes* erkannte es an einer hellen,
gelben Linie und nannte es Helium. Später gelang es *Rayleigh*, das
Helium auf der Erde nachzuweisen[478].
Für die Planeten machte das Spektroskop das Vorhandensein ziemlich
dichter, aus Luft und Wasserdampf bestehender Hüllen wahrscheinlich. In
den Kometen wurden Kohlenstoffverbindungen nachgewiesen. Das wichtigste
Ergebnis der astronomischen Spektroskopie besteht somit darin, daß
die Beschaffenheit der Materie im ganzen Weltraum die gleiche ist.
Die Untersuchung der Fixsternspektren führte zur Entdeckung gewisser
Typen dieser Weltkörper, die sich im wesentlichen als chemisch und
physikalisch unserer Sonne gleichartige Bildungen erwiesen.
Auch für das Studium der Bewegung kosmischer Massen wurde das
Spektroskop von größter Wichtigkeit. Man beobachtete die Verschiebung
der Spektrallinien nach dem roten und nach dem violetten Teile des
Spektrums. Eine Erklärung hierfür bot das *Doppler*'sche Prinzip.
Danach muß die Wellenzahl des Lichtes sich vergrößern oder sich
verringern, je nachdem wir uns der Lichtquelle nähern oder uns von ihr
entfernen. So schloß *Huggins* 1868 aus der Verschiebung der Linien im
Spektrum des Sirius, daß dieses Gestirn sich mit einer Geschwindigkeit
von 6 Meilen in der Sekunde von uns fortbewegt. Derartige Messungen
geben indessen keinen Aufschluß über die wahre Geschwindigkeit, da sie
ja nur die eine, in den Visionsradius fallende Bewegungskomponente zu
bestimmen gestatten. Gleichfalls im Jahre 1868 bestimmte *Lockyer*
die Geschwindigkeit der unter dem Namen der Protuberanzen bekannten
Wasserstofferuptionen der Sonne aus der Verschiebung der grün-blauen
F-Linie des Wasserstoffs zu 32 Meilen für die Sekunde.
Eine mächtige Bundesgenossin erwuchs der Spektralanalyse in der
Photographie. Daß die Haut durch eine Lösung von Silbernitrat
geschwärzt wird, war schon im Mittelalter bekannt. Auch kannte man
die Farbenänderung, welche das Chlorsilber erfährt[479]. schon seit
langer Zeit. Daß man es hier mit einer Wirkung des Lichtes zu tun
habe, wurde im Beginn des 18. Jahrhunderts bemerkt[480]. Später folgte
die Beobachtung, daß sich die chemische Wirkung des Lichtes nicht
gleichmäßig über alle Teile des Spektrums verbreitet, und daß sie sich
sogar über das Violett hinaus erstreckt.
Die ersten Versuche, dieses Verhalten zur Herstellung von Bildern
zu verwenden, scheiterten an dem Umstande, daß man das unveränderte
Silbersalz nicht zu entfernen vermochte. Erst die Jahrzehnte währenden,
vereinten Bemühungen der Franzosen *Nièpce* und *Daguerre* führten
zu einem befriedigenden Ergebnis. Ihr Verfahren wurde Daguerrotypie
genannt. Es bestand darin, daß man das Bild einer Camera obscura auf
eine versilberte Platte wirken ließ, auf der man zuvor durch Joddämpfe
eine Jodsilberschicht hervorgerufen hatte. Ein merkwürdiger Zufall
führte zur Entdeckung einer Art von Entwicklungsverfahren. Kurze Zeit
belichtete Platten, die kaum Spuren einer Änderung zeigten, hatte
man in einen Schrank gelegt, in dem etwas Quecksilber verschüttet
war. Als man diese Platten wieder herausnahm, war ein deutliches Bild
desjenigen Gegenstandes zu erblicken, dessen Strahlen vorher auf die
Platten gewirkt hatten. Erst nach langem Kopfzerbrechen erkannte
man das Quecksilber, dessen Dämpfe sich an den belichteten Stellen
niederschlagen, als die Ursache dieser, alles in Erstaunen versetzenden
Erscheinung.
Das von *Daguerre* herrührende Verfahren wurde seit der Mitte des
19. Jahrhunderts durch die von dem Engländer *Talbot* erfundene
Papierphotographie verdrängt. *Talbot* überzog einen Bogen Papier
mit einer hinreichenden Menge Silbernitrat und setzte ihn den
Sonnenstrahlen aus, nachdem er einen Gegenstand vor dem Papiere
angebracht hatte, der einen scharf begrenzten Schatten wirft[481]. Die
belichteten Stellen des Papiers wurden dann geschwärzt, während die im
Schatten befindlichen Stellen weiß blieben.
Die ersten Gegenstände, welche *Talbot* auf diese Weise abzubilden
suchte, waren Blumen und Blätter. Als er bemerkte, daß die erhaltenen
Bilder infolge der weiteren Einwirkung des Lichtes nur von kurzer
Dauer waren, suchte er nach einem Verfahren, sie haltbar oder doch
wenigstens beständiger zu machen. Folgende Überlegungen führten ihn
zu dem erwünschten Ziele: Das vom Lichte geschwärzte Silbernitrat ist
nicht mehr dieselbe chemische Substanz wie zuvor. Wenn daher das dem
Sonnenlichte ausgesetzte Bild einem chemischen Prozeß unterworfen
wird, so werden die weißen und die dunklen Stellen des Bildes in
verschiedener Weise beeinflußt werden. Es ist nicht wahrscheinlich,
daß nach der chemischen Behandlung die unveränderten und die
geschwärzten Stellen einer weiteren Veränderung unterliegen. Sollte
letzteres aber doch der Fall sein, so läßt sich nicht annehmen, daß
diese Änderung jetzt auch darauf hinauslaufen wird, den verschiedenen
Stellen das gleiche Aussehen zu verleihen. Angenommen, daß sie jetzt
eine Verschiedenheit beibehalten, so wird das Bild sichtbar bleiben.
*Talbot* fand bald diesem Zweck entsprechende Chemikalien, die ihm zum
Fixieren seiner Photographien dienten.
Er kam dann auf den Gedanken, das Bild, das die Camera obscura auf
das Papier hinzaubert oder auch nur die Umrisse dieses Bildes, die
Lichter und die Schatten, wenn auch der Farbe entkleidet, festzuhalten.
*Talbot* war zwar zuerst versucht, diesen Gedanken als einen
wissenschaftlichen Traum anzusehen. Dennoch ging er ans Werk. Er versah
seine Camera mit einem Objektiv und mit lichtempfindlichem Papier und
stellte sie vor einem Gebäude auf, das günstig von der Sonne beschienen
wurde. Einige Zeit darauf öffnete er den Apparat und fand auf dem
Papier ein deutliches Bild des Gebäudes.
Die Bilder, welche *Talbot* (1835) erhielt, waren Negative, aus denen
sich beliebig viele Positive gewinnen ließen. Die Photographie war
dadurch zu einer vervielfältigenden Kunst geworden. So lange aber das
Papier der einzige Träger der lichtempfindlichen Substanz war, blieb
das Verfahren recht unvollkommen. Es wurde erst lebensfähig, als man
zur Herstellung des Negativs Kollodium anwandte (1851), das infolge
seiner Durchsichtigkeit die Gewinnung scharf begrenzter Positive
ermöglichte.
Welche Bedeutung diese »kleine Erfindung«, wie sie von *Talbot* in
seinem Bericht genannt wird, für die Kunst, die Wissenschaft und
das praktische Leben gewinnen sollte, konnte der Erfinder freilich
noch nicht ahnen. Wir können ihre Bedeutung erst ermessen, wenn
wir uns denjenigen wissenschaftlichen und technischen Aufgaben der
neuesten Zeit zuwenden, zu deren Bewältigung die Photographie in ganz
hervorragendem Maße beigetragen hat.
Seitdem die bequeme Trockenplatte erfunden war, und das empfindliche
Bromsilber für die Aufnahme des Lichteindrucks nur den Bruchteil
einer Sekunde beanspruchte, drang das photographische Verfahren als
die zuverlässigste und mit keinen subjektiven Mängeln behaftete
Beobachtungsmethode in alle Zweige der Wissenschaft und der Technik
ein. Es lag in der Natur der Sache, daß die Astronomie, die es fast nur
mit Lichterscheinungen zu tun hat, in erster Linie und in solchem Maße
aus dem photographischen Verfahren Nutzen zog, daß wir uns den in der
neuesten Zeit emporgeblühten, physikalischen Teil dieser Wissenschaft
ohne letzteres gar nicht denken können. Welch mühevolle Arbeit[482]
mußte z. B. *Kirchhoff* leisten, um das Sonnenspektrum so zu zeichnen,
daß jede der vielen hundert Linien in der ihr zukommenden Lage und
Stärke hervortrat! Dasselbe erreichte bald darauf *Rutherford* in
kürzester Zeit und mit objektiver Treue, als er zum ersten Male das
Sonnenspektrum photographierte[483].
Zu den wunderbarsten Leistungen der Photographie gehört die neuerdings
gelungene Aufnahme von Dingen, die das Auge nicht zu sehen vermag,
die Photographie des Unsichtbaren. So ist es beispielsweise gelungen,
den ultraroten und den ultravioletten Teil des Spektrums so genau zu
photographieren, daß sich die Absorptions- und Emissionserscheinungen,
welche diese Teile bieten, gerade so vollständig in allen ihren
Eigentümlichkeiten und Gesetzmäßigkeiten erkennen lassen, wie es bisher
beim sichtbaren Spektrum möglich war.
Zur Photographie des Unsichtbaren zählt auch die auf der
akkumulierenden Wirkung des Lichtes beruhende Entdeckung zahlreicher
Fixsterne, Kometen und Nebel, deren Licht so schwach ist, daß es
mit den schärfsten Teleskopen nicht wahrgenommen werden kann. Jene
akkumulierende Wirkung beruht darauf, daß die Platte, wenn man sie
längere Zeit einem sehr lichtschwachen Objekt aussetzt, sozusagen die
Differentiale der Belichtung summiert.
Zu der Leistung, die wir als die Photographie des Unsichtbaren
bezeichnet haben, läßt sich das neuerdings in der Geodäsie der Bau-
und der Ingenieurmechanik in Aufnahme gekommene, als Photogrammetrie
bezeichnete Meßverfahren in Parallele stellen. Ermöglicht doch dieses
auf der Verbindung der Photographie mit der Stereoskopie beruhende
Verfahren, Gegenstände auszumessen. die infolge ihrer Unzugänglichkeit
nicht direkt gemessen werden können.
In welchem Maße die Photographie unter steter Vervollkommnung ihrer
Methoden sich alle Gebiete der Wissenschaft und der Technik eroberte,
läßt sich hier nicht im einzelnen ausführen, zumal an manchen Stellen
dieses Bandes auf die wichtigsten Anwendungen der Photographie schon
hingewiesen wurde. Unter den Problemen, mit denen sich die Jetztzeit
auf diesem Gebiete beschäftigt, ist vor allem die naturgetreue
Wiedergabe der Farben zu rechnen. Das Problem ist fast gleichzeitig
von verschiedenen Seiten[484] in Angriff genommen worden. Von der
umständlichen Kombination mehrerer durch verschiedenfarbige Lichtfilter
gemachter Aufnahmen ist man heute schon dahin gelangt, ein farbiges
Bild durch eine einzige Aufnahme zu erzielen. Eine vollständige Lösung
des Problems der Farbenphotographie ist indessen noch nicht gelungen.
Übrigens bietet der photographische Vorgang an sich dem Forscher noch
manche Probleme dar. Ist es doch z. B. trotz aller Bemühungen noch
nicht gelungen, das Wesen des sogenannten »latenten« Bildes und den
Vorgang der Entwicklung, kurz das Verhalten der lichtempfindlichen
Substanz vollständig und einwandfrei zu erklären[485].