Spektroskopie 249 



Spektrum soil demjenigen iler Sterne fiinfter reichen Metalllinien Metallbanden in Absorption, 

 Klasse entsprechen. Kanten nach Violett. Die Spektra gloichen 



Die Spektra der Kometen sind in neuerer denjenigen der Sonnenflecken. Beispiol: /j'-P<'L r ;isi. 

 Zeit haufig beobachtet und von Komet zu ! Klasse IV: Dunkelrote Sterne. Zahlreiche dunkle 

 Komet i nner halb gewisser Grenzen variabel ge- Banden, die entgegengesetzt abschatiicrt sind 

 funden worden. Der Kern des Kometen sendet in | wie diejenigen der vorigen Klasse inul meist 

 der Regel ein schwaches kontinuierliches Licht Kohlenstoffverbindungen angehb'ren. Beispid: 

 aus, in dem vielfach Fraunhofersche Linien 152 Schjellerup. 

 gesehen worden sind. Mit der Entfenning vom Hierzii hatte man als Klasse fiir sich nodi die 



Kopfe nimmt das kontinuierliche Spektrum 

 schnell an Intensitat ab, und es iiberwiegt ein 

 Emissionsspektrum, in dem man einige Male 

 neben Banden die D-Linien des Natriums ge- 



neuen Sterne hinzuzufiigen, die helle und dunkle 

 Linien zugleich enthalten und sich in kurzcr 

 Zeit. vollig iindern. 



Die Klassifizierung von H. C. Vogel teilt die 



__ _ 1_J_ '_. O T'l . . _ j f\ 1 



messen hat (zweifelhaft, vielleicht Verwechslung Sternspektra in 3 Klassen mit fe 3 bezw. 

 mit CO). Die Banden sind zum Teil identifiziert 2 Unterklassen. Die Klasse I ist dieselbe 

 und zwar mit den Banden des negativen Stick- wie die Klasse I von Secchi, d. h. Sterne mit 

 stoffspektrums, den Banden des Cyans, den Ban- , wenigen dunklen Linien und weiBer Farhc. 

 den der Kohle und den Banden, die sich in \ Ihre Unterklassen sind: la = Sternspektra, die 

 GeiBlerrohren zeigen, die mit CO von ganz neben den Wasserstofflinien nur wenige schwache 

 geringem Drucke gefiillt sind (Fowler). Die Metalllinien zeigen. Ib = Spektra, in denen die 

 relativen Intensitaten der verschiedenen Bestand- Wasserstofflinien ebenso scharf sind wie die 

 teile der Kometenspektra konneii von Komet zu ! Metalllinien. Beispiel: Rigel. Ic: Neben wenigen 

 Komet sich andern. In einigen Fallen ist ein dunkJen Linien sieht man die hellen Linien des 

 Dopplereffekt von der zu erwartenden GroBe j Wasserstoffs und des Heliums (Heliunisterne). 

 gefunden worden. Absorption scheint die Koine- Beispiel: p-Lyrae. Klasse II: Gelbe Sterne mit 

 teninaterie nicht in bemerkbarem Grade hervor- zahlreichen dunklen Linien. Unterklasse Ila: 

 zubringen. Sonnensterne. lib: Wolf-Rayet-Sterne. d. h. 



i6e) Sternklassen. Die Spektra der Fix- Sterne mit zahlreichen dunklen Linien, auBerdem 

 sterne zeigen eine aufierordentliche Mannig- aber noch dunklen Banden und intensive!! 

 faltigkeit, die sich schon bei oberflachlicher hellen Linien. Das Spektrum gleicht demjenigen 

 Beobachtung an der Verschiedenheit der Farbung der neuen Sterne. Klasse III: Rote Sterne mit 

 zeigt, die gleichfalls zu einer Klassifikation der dunklen Banden. Unterklasse Ilia: Sterne 

 Sterne benutzt worden ist. Insbesondere haben mit Banden, die nach Rot abschattiert sind. all- 

 sich auf der Differenz zwischen der visuell und i gemeine Absorption im Blau. Beispiel: Betei- 

 photographisch gemessenen Sterngrb'Be weit- j geuze. Ill b : Starke dunkle Banden uach Violett 

 tragende Schliisse aufbauen lassen, die hier jedoch abschattiert. Spater hat Vogel noch eine 

 iibergangen werden miissen. Welter hat man durch ' andere Einteilung der Klasse I angegeben und 

 die Bestimmung der Lage des Intensities- zwar lal: Nur starke Wasserstofflinien. Ia2: 

 maximums in den Sternspektren ein Jlittel zu Nur Wasserstoff, Ca, Na, Mg. einige wenige andere 

 einer Klassifizierung der Sterne. Man nimmt Jletalllinien, kein He; Ca-Linien scharfer als die 

 dann an, daB die Strahlung der Sterne zu ver- H-Linien. Ia3: Viele Eisenlinien, kein He, Ca, 

 gleichen sei mit der Strahlung eines absolut ebenso stark oder starker als H. Ib: Neben H 

 schwarzen Korpers und bestimmt die effektive dunkle He-Linien. Id: Neben den Linien von 

 Temperatur des einzelnen Sterns. Die Werte, Ib noch helle Wasserstofflinien. Ic2: Neben 

 diemanerhalt bis zu 40000 abs. , gestatten, den Linien von Icl noeh helle He-Linien und 

 die Sterne in eine Temperaturskala einzuordnen. Metalllinien. 



Es sei weiterhin nur von den rein spektroskopi- Diese Klassifikation tragt jedoch der Mannig- 

 schen Untersuchungen die Rede, die sich auf die faltigkeit der wirklich beobachteten Spektra 

 Analyse des Sternlichtes stiitzen. Auch hier liegt ! nicht vollig Rechnung. So hat man Spektra 

 der benutzten Einteilung der Nebengedanke beobachtet, in denen ein Teil der H-Linien 

 eines natiirlichen Systems der Sternentwickelung hell, der andere dunkel ist. Auch findet man 

 im Sinne abnehmender Temperatur zugrunde, ' hiiutig die Superposition von zwei Spektren ver- 

 wenn auch die Klassifizierung selbst sich auf schiedener Typen, besonders bei veriinderlichen 

 bestimmte spektroskopische Merkmale stiitzt. Sternenusw. 'Eine ahnliche Einteilung wie Vogel 

 Fiir die Einteilung der Sternspektra kommen benutzt Lockyer, doch ist bei ihm die Reihen- 

 mehrere Klassifizierungen nebeneinander auch folge eine andere. Am meisten benutzt wird die 

 heute noch in Frage, wenn auch in der Regel Einteilung von E. C. Pickering, wie sie in dem 

 das System des Draperkataloges (Pickering) , Draperkatalog auf Grund einer Durchmusterung 

 benutzt wird. Auf Veranlassung der Solar-Union I der Sternspektra mittels Objektivprisma durch- 

 finden gegenwiirtig Verhaiullungen iiber eine - 

 Vereinheitlichung der Systematik der Stern- 



spektra statt. Die einfachste und zugleich 

 iilteste Einteilung der Sterne ist diejenige von 

 Secchi: Klasse I: W T eifie oder blaue Sterne. 

 Bei diesen Sternen sind die Metalllinien wenig 

 zahlreich und schwach, dagegen die Wasser- 

 stofflinien intensiv. Beispiel: Sirius. Zu dieser 

 Klasse gehoren die meisten Sterne. Klasse II: 



gefiihrt ist. Die Klassen werden mit Buchstaben 

 bezeichnet: A: aufier den H-Linien nur die Linie 

 K des Calciums. B: auBerdem noch He (Orion- 

 sterne), dazu die erste Nebenserie des H. C, D, 

 E, F werden unterschieden nach dem Aussehen 

 und der relativen Intensitat der Wasserstoff- und 

 Calciumlinien. Bei D sieht man auBerdem helle 

 Linien. C, D, E, F bilden die Klasse I von 

 Secchi. G,H = Klasse II von Secchi. G= neben 



Gelbe Sterne. Die Spektra enthalten zahlrejrhe H (Ca) andere Metalllinien, H = kontinuierlicher 

 dunkle Metalllinien. Beispiel: Sonne. Klasselll: Grund starker im Rot. / = weitere Absorptions- 

 Rote oder orangefarbige Sterne. Neben zahl- linien, A" = auBerdem helle Linien, L = Varia- 



