Nr. 28. 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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bleibt, alle Sterne in Bezug auf ihre Temperatur auf 

 gleiche Stufe zu stellen. So kommen Sterne vor, bei denen 

 die Wasserstotflinicn von gleicher Strke sind, whrend 

 die brigen Linien alle und erheblich von einander ab- 

 weichen. Eine Znsanimenordnung solcher Sterne in eine 

 Classc ist offenbar nicht thunlieh, sondern es mssen fr 

 sie besondere Unterclassen aufgestellt werden. 



Es ist nun bekannt, dass HeiT Lockj'er vor einigen 

 Jahren eine kosmogonische Hypothese aufstellte, nach 

 der alle Himmelskrper aus meteorischen Schwrmen ent- 

 standen sind, bezw. solche Schwrme in verschiedenen 

 Zustnden der Condensation sind. Auf Grund dieser 

 Hypothese hatte die physikalische Classification der 

 Himmelskrper auch ein gegen frher etwas verschiedenes 

 Aussehen erhalten, da bei ihrer Annahme die Vor- 

 stellungen ber den Gang der Entwickelung zu modifi- 

 ciren war, indem jetzt nicht mehr, wie fr die Lapiace'sche 

 Hypothese, der Anfangszustand eines Krpers auch der 

 heisseste war, sondern der letztere viel spter eintritt. 

 Es wurde daher im Rahmen von Lockyers meteoric 

 liypotliesis" nothwendig, auch Krper mit wachsender 

 Temperatur anzunehmen, nicht nur mit abnehmender, 

 wie es fr die Lapiace'sche Annahme lediglich erforder- 

 lich ist. 



Lockyer vergleicht nun die Vorstellungen, welche 

 seine Hypothese in den einzelnen Fllen liefert, mit den 

 Resultaten, die uns seine photographischen Aufnahmen an 

 die Hand geben. Die folgende Zusammenstellung giebt 

 einen Ueberblick ber diese Vergleichung: 



Nebel. 



Nach Lockyers Hypothese 

 liaben die hellen Linien der 

 Nebelspectreu folgenden drei- 

 fachen Ursprung: 



L Sie sind Linien, welche 

 von Stoffen herrhren, welche 

 die Zwischenrnine zwischen 

 einzelnen Meteoren ausfllen. 

 Unter diesen Substanzen drfen 

 wir auf Grund unserer Labora- 

 tiiriumsversuche vornehmlich 

 Wasserstofl' und gaslorniige 

 Kohlcnstoffverbindungen er- 

 warten. 



2. Da die weitaus grosste 

 Zahl von Zusaninienstssen 

 zwisciicn den ciDzelui'n Meteo- 

 riten nur tlicilweise (strkere 

 Streuungen) sein werden, so 

 werden dieselben auch nur ver- 

 liiiltnissiniissig geringe Tempe- 

 raturerhhungen zur Folge 

 iiabcn knnen. 



3. Ohne Zweifel werden aber 

 auch eine, wenn wohl aucli nur 

 geringe Zahl directer und voll- 

 kommener Zusammenstsse vor- 

 kommen, die dann sehr hohe 

 Temperaturen veranlassen, was 

 sicii durch entsprechende Linien 

 im Spectrum offenbar machen 

 muss. 



Sterne mit zunehmender Temperatur 



Die Spectra der von Lockyer 



Die Beobachtung liefert: 



l. Linien, deren Wellenln- 

 gen ausserordentlich nahe gleich 

 denjenigen der\Vasserstoff"l;nien 

 sind, ebenso Linien, deren 

 Wellenlangen in grosser An- 

 niiernug bereinstimmten mit 

 derjenigen der hellen Kohlen- 

 stoftbanden. 



2. Nabe bei der Wellenlnge 

 X = 500 findet sieb eine kleine 

 liclle fiaride, wahrscbeinlicli 

 dein Magnesium angelirig; 

 Eisen-Calciuiii-Magnesiunilinien 

 treten auf. 



3. Die der Ciiromospiire an- 

 gehrende Linie Dj und eine 

 dort stets mit ihr zusammen 

 vorkommende fjinie {X == 4471) 

 sind in der That im Spectrum 

 des grossen Orion-Nebels ge- 

 funden worden. 



Sterne mit nur bellen Linien. 



Die Linien tlieser Spectren 

 mssen der Hypothese nach mit 

 denen der Nebelspection im 

 Grossen und (Janzen berein- 

 stimmen. 



Professor Pickering bat in 

 der Tiiat gefunden, dass die 

 hellen Liuien der Spectra dieser 

 Sterne nahezu identisch sind 

 mit denen der Nebelspectra. 



1. Zustand. Im Anschluss 

 an den Zustand, in dem das 

 Spectrum nur lielle Linien 

 aufweist, muss sich ein an- 

 derer ausbilden, indem die 

 hellen Linien, welche der in 

 Zwischenrumen zwischen den 

 Meteoriten existirendeii Materie 

 entsprechen, verscinvinden, wii- 

 rend an ihrer Stelle dunkle 

 Linien erscheinen, die durch 

 die .Absorption der die gllien- 

 den Meteoriten umgebenden 

 Dmpfe entstehen. 



Da nun die Zwisclienrume 

 bei der fortschreitenden Con- 

 densation sich verengern, so 

 mssen die Absorptionserschei- 

 nungen zunehmen; und jene 

 streifenfrmige, auf Metall- 

 dmpfe niedriger Temperatur 

 weisende Absorption wird auf- 

 treten. Die von den Zwisciien- 

 raumen ausgehenden Strahlen 

 werden sich nun wesentlich in 

 den hellen Kohleustoffliuien 

 offenbaren. 



Unter solchen Umstnden 

 wird der IJetrag continnirlicher 

 Absorption am lilauen Ende am 

 grssten sein. 



2. Zustand. Bei weiter fort- 

 schreitender Condensation ms- 

 sen die von der Strahlung der 

 Zwischenrume herrhrenden 

 hellen Ijinien nach und nach 

 verschwinden ; dunkle Linien 

 werden an Stelle der streifigen 

 Absorption bei zunehmender 

 Temperatur treten, obgleich 

 diese lineare Absorption nicht 

 nothwendig hereinzustiminen 

 braucht mit der im Soinien- 

 spectrum. 



3. Zustand, a. Die lineare 

 Absorption und die continnir- 

 liche Absorption am Idauen 

 Ende werden mehr und meiir 

 mit der Zahl der einzelnen Con- 

 densationen abnehmen, da dann 

 nur noch diejenigen Duipfe, 

 welche in den hclistcn Scliicli- 

 ten der Atmosphren der qu. 

 Condensationsgebiete schweben, 

 Absorptionserscheinungen her- 

 vorbringen knnen, und zwar 

 in Bezug auf die hellen conti- 

 nuirlichen Spectren der unter 

 ihnen liegenden nocli im 

 Strungsznslande befindlichen 

 Theiie der betreffenden .Atmo- 

 sphren. 



b. Die Condensation niTiimt 

 weiter zu. Die Linien des Ei- 

 sens und anderer Stoffe ver- 

 schwinden, da nnnmelir die 

 hellen Linien, die von den 

 Zwischenrumen herrhren, sich 

 mehr und mehr ausgleichen mit 

 den denselben Stellen im Spec- 

 trum entsprechenden .Absurp- 

 tionslinien, die von den umge- 

 benden Dmpfen herrhren. 



in seiner jetzigen dritten Ta- 

 belle vereinigten Classe von 

 Sternen zeigen vollkommen den 

 hier von der Hypothese gefor- 

 derten Charakter. 



Die dunkeln Streifen des 

 siclitbaren Spectrums stinunen 

 ihrer Lage nach sehr nahe mit 

 jenen zusammen, welche die bei 

 niedriger Temperatur entwor- 

 fenen Spectra von Mangan, Blei 

 und Eisen zeigen. Die Pboto- 

 grajihie weist deutlich auf die 

 Anwesenheit glhender Ivohlen- 

 stoffe hin. 



Die aufgenommenen Photo- 

 graphien zeigen in der That 

 eine sehr merkliche continuir- 

 licbe Absorption im Ultraviolet 

 und im Violet. 



Die thatschlich beobachteten 

 Spectra enthalten allerdings 

 zahlreiche dunkle Linien, die 

 indessen nichtgenau zusammen- 

 fallen mit denen des solaren 

 Spectrums. Typen von Sternen 

 dieser Entwickelungsstufe sind 

 a Tauri und 7 Cygni. 



Erscheinungen dieser Art 

 finden wir bei Sternen, wie a 

 Cygni, liigel, Bellatrix, Orio- 

 nis und a Virginis. Bei ihnen 

 ist in der That keine continnir- 

 liclie Absorption am blauen 

 Ende zu constalircn und ilire 

 Spectren zeigen nur lineare 

 Absorption. 



Bei a Cygni zeigen sich noch 

 einige der grssten Eiseulinien. 

 Bei anderen Sternen, die im 

 Uebrigen zur selben Classe ge- 

 hren, aberoflenbarscbon weiter 

 fortgeschritten sind, verschwin- 

 den diese Linien. 



