Fixsternsystem 



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1 b) Die Wasaerstofflinien sind vorhanden, 

 aber weniger scharf und in der Mitte auf- 

 gehellt. Sie erscheinen etwa gleich breit und 



Ende des Spektrunis hin scharf, nach dem 

 roten hin unscharf begrenzt sind, ce Herculis, 

 a Orionis, Pegasi. 



II 



lila 



Illb 



660 



630 600 580 56o 5o 52o 5oo )(8o 



Fig. 6. Typische Spektren Vogelscher Spektralklassen. 

 Die Zahlen geben die Wellenlngen in ftft an. 



genannten 



Hierher gehren die gelb- 



scharf begrenzt wie die wenigen anderen 

 Linien, des Heliums, Calciums, Siliciums, 

 Magnesiums und Eisens, , y, e Orionis, 

 a Cygni. 



Ic) Die Wasserstofflinien sind hell, ebenso 

 die Linien der unter Ib noch 

 Metalle, y Cassio-peiae. 



IL Klasse 

 liehen Sterne. Diese sind von Atmosphren 

 umgeben, die schon krftiger absorbieren, 

 so da die Fraunhoferschen Linien gut 

 zu erkennen sind. Das violette Ende des 

 Spektrums nicht mehr so stark berwiegend. 



IIa) Das kontinuierliche Spektrum ent- 

 hlt besonders im Grn und Gelb krftige 

 und scharfe Absorptionslinien. Die Wasser- 

 stofflinien nicht ganz so intensiv und breit 

 wie bei Klasse I. Sonne, Gapella, Arcturus, 

 AI cht ar an. 



IIb) Wolf-Rayet-Sterne. Es ist 

 ein kontinuierliches Spektrum mit den 

 Fraunhoferschen Linien vorhanden, da- 

 neben aber einzelne helle Linien, deren 

 Zugehrigkeit teilweise noch nicht bekannt ist. 

 T Coronae, E Geminorum, y Velorum. 



III. Klasse. Sie enthlt die rtlichen 

 Sterne. Diese befinden sich in verhltnis- 

 mig niedriger Gluthitze, ihre Atmosphren 

 ben eine starke, sich durch krftige Banden 

 verratende Absorption aus. 



III a) Die Fraunhoferschen Linien sind 

 zahlreich und intensiv. Daneben treten 

 Absorptionsbanden auf, die nach dem violetten 



III b) Die Absorption berwiegt voll- 

 stndig. Das violette Ende des Spektrums 

 ist sehr schwach, die Absorptionsbanden, 

 umgekehrt wie bei III a, scharf nach der 

 roten, unscharf nach der violetten Seite hin 

 begrenzt. Schwchere rote Sterne. 



Die Secchi sehen Spektralklassen 

 die fnfte ist von Pickering hinzugefgt 

 stimmen mit den Vogelschen Klassen bezw. 

 Unterabteilungen in folgender Weise berein: 



Vogel Ia IIa lila Illb Ic 

 Secchi I II III IV V 



Die Sterne vom Typus Ib werden, weil 

 in ihrem Spektrum die Heliumlinien auf- 

 treten, oft Heliumsterne oder auch nach 

 dem Sternbild, in dem sie hauptschlich vor- 

 kommen, Orion st er ne genannt. Bis jetzt 

 sind etwa 1000 bekannt, Sie liegen in Gruppen 

 vereinigt nahe der Milchstrae und sind von 

 uns weit entfernt. Nach L. Bo (Direktor 

 des Dudley Observatory in Albany, N. Y.) 

 steht innerhalb einer Kugel, die einer Parall- 

 axe von 0,"015 entspricht, also einen Halb- 

 messer von 220 Lichtjahren hat, kein Helium- 

 stern. Ihre durchschnittliche Eigenbewegung 

 betrgt nur 5" im Jahrhundert und kommt 

 wohl allein durch die Bewegung unseres 

 Sonnensystems zustande. Auch ihre Be- 

 wegung in der Gesichtslinie ist gering be- 

 funden worden, durchschnittlich in der Se- 

 kunde 6 km gegen das System der Sterne, 

 whrend die rtlichen Sterne im allgemeinen 



