Full text: 53.1925 (0053)

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nur die Zeit annimmt, von wann der Nebel sich bis 
zur Neptunbahn erstreckte, genügend gewesen wäre, 
um während 18 Millionen Jahren die heutige gewal¬ 
tige Sonnenausstrahlung bestehen zu lassen. 
Sobald die Dichte des gebildeten Sternes so groß 
geworden ist, daß die Arbeit des Zusammenziehens 
nicht mehr zur Wirkung kommt, ermäßigt sich die 
Sternenteniperatur bis zu dem Zeitpunkt, an dem der 
Stern aufhört, Lichtstrahlen auszusenden. Dann 
schwimmt der Stern unsichtbar und vereist im Raume, 
während andere Nebel neue Sonnen gebären. 
In dem Spektrum, das an Stelle des weißen Lichts 
der Sterne alle Farben des Regenbogens zeigt, kenn¬ 
zeichnen die kleinen schwarzen Striche durch ihre Lage 
die verschiedenen chemischen Elemente. Man sinder 
nun im Sternenspektrum von jeher dieselben Ele¬ 
mente. Die gleiche Atomzusammensetzung existiert also 
in: ganzen Universum, was dre Einheit der matc- 
riellen Welt glänzend beweist. Jedoch konstatiert man 
in den Spektren verschiedener Sterne Abweichungen, 
die eine besondere Erklärung erfordern. Mancye 
Sterne zeigen die Linien der Metalle fast gar nicht, 
dafür aber solche für Wasserstoff und Helium. Das 
Helium wurde 1869 in der Sonnenatmosphäre ent¬ 
deckt; 26 Jahre später wurde es erst auf der Erde 
gefunden. Bei anderen Sternen sind die Heliumlinien 
nicht so stark, dafür treten aber die Wasserstofflinien 
stärker hervor. Man schließt daraus, daß der größere 
Teil der Atmosphäre aus Wasserstoff besteht. Hierbei 
sind auch die Metallinien viel zahlreicher und klarer 
als bei der vorher genannten Gruppe. Eine dritte 
Gruppe, zu der unsere Sonne gehört, zeigt gerade die 
Metallinien in starkem und reichem Maße. Schließlich 
ist noch eine letzte Kategorie zu nennen, die Sterne 
mit rotem Licht, bei denen die Metallinien noch viel 
ausgeprägter sind, und wobei auch Linien von zu¬ 
sammengesetzten Körpern, namentlich Metalloxydön 
und Chanverbindungen Vorkommen. Je weiter man 
also von den jüngsten Sternen bis zu solchen mit 
Chanverbindungen fortschreitet, um so mehr ver¬ 
größert sich die Zahl und verwickelt sich die chemische 
Zusammensetzung der Elemente und Elementverbin¬ 
dungen. Der Engländer Sir Norman Lockher war der 
erste, der diese Verschiedenheiten durch die abweichende 
Temperatur der Sterne erklärt hat. Durch Experi¬ 
mente wies er nach, daß das Spektrum desselben 
Stoffes charakteristische Abänderungen zeigt, wenn 
man ihn verschieden heißen Temperaturen aussetzt. 
Daraus zog Lockher den kühnen Schluß, daß sich die 
Elemente in immer einfachere Stoffe zerlegen, je 
höher ihre Temperatur ist. Auf anderem Wege ist der 
Forscher Saha zum gleichen Resultat gelangt, und 
die Entdeckung der Radiumstrahlungen hat der 
Theorie von Lockher eine große Wahrscheinlichkeit ge¬ 
geben. Das Dogma von der Unveränderlichkeit der 
chemischen Elemente ist dadurch stark erschüttert, der 
Traum der mittelalterlichen Alchymisten, die damals 
schon leichte Atome in schwerere und wertvollere ver¬ 
wandeln wollten, ist der Erfüllung näher gerückt, 
wenn auch die jetzigen irdischen Kräfte noch keines¬ 
wegs genügen, die unermeßlichen kosmischen Wir¬ 
kungen nachzumachen. 
Tie Erhitzung der Sterne durch die Konzentration 
geht natürlich nur bis zu einer gewissen Grenze, die 
dann erreicht sein muß, wenn die durch die Zu¬ 
sammenziehung erzeugte Hitze schwächer wird, als die 
Ausstrahlung von Warme in den Raum. Von da ab 
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Die Temperatu¬ 
ren sind in abso- 
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gedrückt, die die 
Grade des hundert¬ 
teiligen Thermo¬ 
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Dieser absolute 
Nullpunkt(-273°C,> 
ist die Grenztem¬ 
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das Volumen der 
Gase auf 0 redu¬ 
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