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tion von A*. JI/ = III Secchi, Ilia Vogel, -V = 

 IV Secchi == III b Vogel, = lib Vogel, 

 P = Spektrum planetaiischei Xebel. 



Diese Einteilung ist in spiiteren Katalogen 

 aus Harvard (Mifl Maury, Mili Cannon) welter 

 spezialisiert worden. So teilt MiB Maury die 

 Sterne in 22 durch Zahlen bezeichnete Klassen 

 ein, von denen die ersten 5 die Heliumsterne, 

 die folgenden 6 die Sterne der Klasse I von 

 Secchi, die Klassen 12 bis 16 die Klasse II von 

 Secchi, die Ivlassen 17 bis 20 den Typus III 

 Secchi, 21 den Typus IV und 22 die Spektra 

 planetarischer iXebel bezeichnen. Unterabteilun- 

 gen werden durch die Zusatze a, b, c gebildet, 

 wobei a bedeutet, daB alle Linien auBer H und 

 Ca scharf, b, daB sie diffus und c, daB die Ca- 

 Linien starker sind, als diejenigen des H. Zwischcn- 

 stufen werden durch ab, ac usw. bezeichnet. 

 Im ganzen werden 110 Unterabteilungen unter- 

 schieden. MiB Cannon endlich benutzt die 

 Bezeiehnungen des Draper kataloges, bildet aber 

 dadurch Zwischenstufen, daB das Intervall 

 zweier Ivlassen in 10 Teile geteilt wird, so daB 

 B 5 A ein Spektrum bedeuten wurde, das in der 

 Mitte zwischen B und A liegt. Wie man sieht, 

 sind vor allem die Linien des He, H, Ca, Ti, C 

 benutzt worden, um die Spektra zu klassifizieren. 

 Durch Beriicksichtigung der Unterschiede irn 

 Aussehen der einzelnen Linien sowie des kon- 

 tinuierlichen Grundes sind dann die Unter- 

 klassen gebildet worden. Es liegt nahe, aus diesem 

 Grunde auch das jeweils vorherrschende Element 

 zur Bezeichnung der Sterne zu benutzen (Hug- 

 gins, Mifi Clerk, de Gramont). So ist die 

 Bezeichnung He-, H-, Sonnen-, Ti-, C-Sterne 

 vorgeschlagen worden. Indes ist die Mannigfaltig- 

 keit der vorhandenen Abstufungen zu groB und 

 es hat sich gezeigt, daB in der Tat die L T nter- 

 einteilung, so willkiirlich sie in manchen Piinktcn 

 auch ist, zu der Einteilung der Sterne paBt, die 

 nach anderen Gesichtspunkten vorgenommen 

 werden kann. Einzelheitcn miissen hier iibcr- 

 gangen werden. 



i6f) Spezielles ttber Sternspektra. 

 Auch hier konnen nur einige allgemeine Be- 

 merkungen gegeben werden. Zuniiehst t'indet man 

 in den Sternspektren sehr viele Elemente, die 

 auch auf der Erde bekannt sind, meist durch 

 ihre Absorptionslinien wiedergegeben. Es 

 herrschen vor H, He, Ca, Fe, Ti, V. Allein auch 

 seltenere Elemente, z. B. Sc, linden sich vielfach, 

 wahrend manche Elemente, z. B. die Haloide, 

 bisher nicht gefunden sind. Andererseits findet 

 man auch Linien, die auf der Erde bisher nicht 

 bekannten Elementen angehoren oder man erhii.lt 

 Spektra von bekannten Elementen in Formen, 

 die im Laboratorium nicht reproduzierbar sind. 

 Dabei kann das Aussehen der Emissionsspektren 

 und Absorptionsspektren jede Art der friiher 

 erwiihnten Veranderungen aufweisen. Die 

 stiirkste Art der Veranderung besitzen die 

 neuen Sterne. In ihrem Spektrum sieht man 

 zuniichst helle neben dunklen Absorptionslinien, 

 dann findet man die Linien desselben Elementes, 

 z. B. II, zugleich hell und dunkel, aber gegen- 

 pinander verschoben und durch eine eigentum- 

 liche Intensitiitsverteilung charakterisiert. Im 

 weiteren Verlaufe verblaBt das kontinuierliclie 

 Spektrum mit seinen Absorptionslinien und d.as 

 Spektrum der Nova geht allmahlich in ein 

 typisches Nebelspektrum iiber. In neuester Zeit 



ist es gegliickt (Kayser, Kiistner) neben 

 den stets vorhandenen Heliunilinien auch die 

 Linien des Radiums und der Emanation als 

 wahrscheinlich nachzuweisen. 



Wcnn schon die spektroskopischen Erschei- 

 nungen an der Sonne der Erkliirung die griiBten 

 Schwierigkeiten bieten (vgl. den Artikel ,,Phy- 

 sik <ler Sonne"), so trifft dies in noch hoherem 

 JIaBe bei den Sternspektren zu. Bisher hat sich 

 noch eine Betrachtungsweise arn fruchtbarsten 

 erwiesen, bei der man die spektroskopischen 

 Eigenschaften der Sterne in einen Zusammenhang 

 bringt mit ilirer aus dem Verhalten des Spek- 

 trums, insbesondere auch der Intensitiitsvertei- 

 lung in den Serien und im kontinuierlichen 

 Grunde,geschatzten Temperatur. Die Einteilung 

 der Sternspektra ergibt dann zugleich eine freilich 

 problematische Entwickelungs- udi-r Altersreihe 

 der Fixsterne. 



i6g) Bewegung im Visionsradius. Schon 

 Doppler hat bei Aufstellung seines Prinzips 

 dessen Anwendung auf die Bestimmung der 

 Sterne im Visionsradius im Auge gehabt, wiihrend 

 erst Fizeau diese Anwendung klar und richtig 

 aussprach. Eine Durchfiihrung der praktischen 

 Bestimmung der Bewegung im Visionsradius ist 

 erst durch die Anwendung der Photographic und 

 die Konstruktion brauchbarer Astrospektro- 

 graphen gelungen (Vogel, Huggins). Seitdem 

 ist eine ungeheuere Zahl von Sternen nach dieser 

 Methorie untersucht worden. Dies geschah durch 

 den Vergleich der Wellenlange der Linien des 

 Sternspektrums mit demjenigen einer irdischen 

 Lichtquelle oder eines yergleichssternes. Aus 

 der Verschiebung der einen Linien gegen die 

 anderen ergibt sich unter Beriicksichtigung der 

 Bewegung der Erde nach dem Dopplerschen 

 Prinzip der Geschwindigkeit im Visionsradius. 

 Die Resultate dieser Messungen sind nun iiuBerst 

 mannigfaltig. Man findet Sterne mit Geschwin- 

 digkeiten, die innerhalb des Beobachtungszeit- 

 raumesunveriinderlichsind. Andere Geschwindig- 

 keiten zeigen Variationen oder sie oszillieren gar 

 in kurzen Intervallen zwischen positiven und 



1 negativen Grenzwerten. In diesem Falle erhiilt 

 man also eine Geschwindigkeitskurve, deren Ana- 



I lyse nach den Prinzipien der Stellarmechanik 



i zum Schlusse fiihrt, daB der fragliche Stern sich 

 in einer geschlossenen Bahn mit bestimmten 

 Eigenschaften bewegt, also ein Stern mit einem 

 oder auch zwei dunklen Begleitern ist. In vielen 

 Fallen gehijren derartige Sterne zugleich zu den 

 photometrisch veranderlichen Sternen. Es pflegt 

 dann die photometrische Periode mit der spek- 

 troskopischen iibereinzustimmen. Ein anderer 

 T^ius von Sternspektren erweist sich als die 

 Superposition zweier Spektra des gleichen oder 

 auch verschiedener Typen mit variabler gegen- 

 seitiger Verscluebung. Auch in diesem Falle hat 

 man, falls sich voile Perioden beobachten lassen, 

 den Schlufi auf die Existenz eines Doppelsternes 



1 oder eines Systems aus drei oder selbst mehr 

 Ivomponenten ziehen konnen. Die Variation 

 ist auch hier sehr groB. Bisher sind etwa 350 

 spektroskopische Dqppelsterne bekannt. Da 

 die Ausmessung der Spektra zugleich cine Be- 

 stimmung der Bahnelemente erlaubt, so ergeben 

 sich eigentiimliche Zusammeiihange zwischen der 

 GriiBe derselben und dem Spektraltypus. Dies 

 gilt insbesondere von der Periode, die z. B. 





