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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 10. 



Linien und fällt plötzlich au beiden Seiten ab. Es 

 konnte nicht sicher ausgemacht werden, ob das Licht 

 jenseits dieses hellen Theiles von einer Fortsetzung 

 dieser Baude herrührt oder von dem continuirlichen 

 Spectrum , das durch Absorption mehr oder weniger 

 gedämpft ist. Copeland's Messung dieser Baude im 

 Jahre 1884 ergab A 464,9. Die Neben -Baude von 

 Stern 4013 war hier bedeutend blasser, aber es ist 

 nicht zu zweifeln , dass hier an derselben Stelle eiue 

 sehr blasse Bande existirt. 



In der Nähe der drei Sterne hat Herr Pickering 

 noch andere Sterne mit hellen Linien gefunden. Den 

 hellsten dieser Sterne + 37° Nr. 3821 hatte Herr 

 Copeland selbststäudig im Jahre 1884 entdeckt, und 

 in demselben ausser hellen Linien bei D eine sehr 

 helle Bande bei A 464 gefunden. Herr und Frau 

 Huggins haben auch diesen Stern näher untersucht 

 und fanden, dass seine blaue Baude mehr derjenigen 

 des Sternes 4001 entspricht. Sie beginnt bei A 467 

 und erstreckt sich bis nahe A 470,5; offenbar besteht 

 sie nicht aus Canelirungeu , sondern ist eine Gruppe 

 nahezu gleich heller Linien. Die Bande scheint nach 

 dem rothen Ende hin sich nicht so weit zu erstrecken 

 wie die Bande von 4001. Eine directe Vergleichung 

 mit Wasserstoff zeigte, dass die Linie bei F in diesem 

 Sterne hell ist. Bei genauerer Prüfung dieses Theiles 

 des Sternspectrums wurde es klar, dass ein sehr 

 schwaches Hellerwerden des Spectrums jenseits der 

 hellen Bande nach dem Violett hin vorhanden ist, 

 und zwar, soweit geschätzt werden konnte , etwa von 

 A464 bis A 467. Bei einer Wiederprüfung des Spec- 

 trums von 4001 stellte sich heraus, dass ein ähnliches, 

 schwaches Ilellerwerden des Speetrums auch in diesem 

 Stern an derselben Stelle auftritt , nämlich an der 

 brechbareren Stelle der blauen Bande der Sterne 4013 

 und 3956. 



Noch einige andere Sterne hatten den Herren Cope- 

 land und Vogel ähnliche blaue Banden ergeben. 



„Wir wollen nun die vier Sterne mit der intensiv 

 hellen blauen Bande betrachten, die wir untersucht 

 haben; in zweien von diesen erstreckt sich die Bande 

 von etwa A464 bis A 467 und in dem anderen Paare 

 hat die Bande eine weniger brechbare Lage, von etwa 

 A466 bis A 471, aber ausserdem kommt in jedem Paar 

 eine sehr schwache, sichtbare oder vermuthete Bande 

 an der Stelle der blauen Bande des anderen Paares 

 vor. Ferner hat Vogel im Stern Arg. Oeltzeu 17681 

 die helle Bande so lang gefunden, dass sie beide 

 Stellen der Bande umfasst." 



Es liegt nahe, anzunehmen, dass diese Bauden- oder 

 Liniengruppeu veränderlich sind; aber an ein und 

 demselben Sterne ist eine solche Veränderlichkeit nicht 

 sicher erwiesen. Dies würde aber die Möglichkeit 

 einer derartigen Aenderung nicht ausschliessen; es 

 könnte sich um zwei verschiedene Stoffe oder um zwei 

 verschiedene Zustände desselben Stoffes handeln, welche 

 zusammen die ganze Gruppe der Linien von A461 bis 

 A471 geben, und von denen bald der eiue, bald 

 der andere überwiegt. Weniger wahrscheinlich sind 

 Aenderungen der Absorption. Zunächst müssen mehr 



Beobachtungen vorliegen, ehe an ein weiteres Eingehen 

 auf diesen höchst interessanten Punkt gedacht werdeu 

 kann. Line kreisförmige Bewegung der Sterne um 

 Nebeusterne ist als Erklärung ausgeschlossen, hierfür 

 sind die Unterschiede zu gross. 



Auf dem sich weit ausdehnenden continuirlichen 

 Spectrum wurden Abschwächungen durch Absorptions- 

 banden beobachtet und mehrere helle Linien , welche 

 dasselbe kreuzen; mehrere derselben sind von Vogel 

 und Copeland gemessen. Bei der Untersuchung mit 

 dem Spectroskop B erwiesen sich einige dieser Linien 

 als Gruppen eng bei einander liegender heller Linieu. 

 Eine Linie lag nach Vogel (A 570) und Copeland 

 (A 568,9) nahe den grünen Natriumlinien A5687 und 

 A5681. Eine Vergleichung dieser Linien mit denen 

 des Natrium ergab jedoch keine Coincidenz; eine helle 

 Linie in der Gegend der D- Linien schien eher mit 

 Z* :j als mit deu Natriumlinien zusammenzufallen. Die 

 Hauptlinie der Nebel mit hellen Linieu wurde gleich- 

 falls vergeblich in dein Spectrum unserer Sterne auf- 

 gesucht. Freilich erwiesen sich diese Sterne auch frei 

 von umgebender Nebelmasse; selbst die photographi- 

 sche Aufnahme derselben durch Herrn Roberts mit 

 zweistündiger Exposition Hess keine Nebel in der Um- 

 gebung der Sterne erkennen; wohl aber zeigte sich 

 eine grosse Menge blasser Sterue dicht bei den drei 

 Steruen , und sechs von ihnen hatten eiue spiralige 

 Anordnung. Ob diese blassen Sterne zu den Steruen 

 mit hellen Linien in eiuer Beziehung stehen, Hess sich 

 nicht ermitteln. 



Herr Pickering hat bekanntlich bei seinen photo- 

 graphischen Aufnahmen der Sternspectra viele mit 

 hellen Linien gefunden, und theilt diese Sterne in 

 drei Gruppen je nach dem Ausseheu der hellen Linien; 

 auch planetarische Nebel haben ihm ähnliche, aber 

 nicht identische Spectra mit hellen Linien ergeben 

 (vgl. Rdsch V, 38!j). Verschiedenheiten der blauen 

 Bande, wie sie hier nachgewiesen worden, scheint 

 Herr Picke ring nicht bemerkt zu haben. 



„Wir bedauern" , so schliessen Herr und Frau 

 Huggins ihre interessante Abhandlung, „dass das 

 Unzureichende unserer instrumentellen Hülfsmittel 

 unsere Prüfung der Spectra dieser Sterne weniger 

 vollkommen gelassen hat als wir gewünscht hätten. 

 Unsere Beobachtungen scheinen uns aber entscheidend 

 zu sein für das Ilauptobject unserer Untersuchung, 

 nämlich dafür, dass die helle blaue Baude in den 

 drei Sternen von Wolf und Rayet im Schwan und 

 in D. M. 4- 37° 3821 nicht zusammenfällt mit 

 der blauen Bande der Bunsen-Flamme." 



J. Hertz: Ueber die Moleculargrösse vou 



Schwefel, Phosphor und Jod in Lösungen. 



(Zeitschrift f. physik. Chemie, 1890, Bd. VI, S. 358.) 

 Ed. Blocke: Ueber stufenweise Dissociation 



und über die Dampfdichte des Schwefels. 



(Nachrichten von d. Göttinger Ges. der Wissenschaften, 



1890, S. 361.) 

 Unter dem Moleculargewicht einer Substanz ver- 

 steht man bekanntlich das Gewicht eines Molecüls 



