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Naturwissenschaftliche Run lisch au. 



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ruassen bei ihrer Verdichtung und die resultirende 

 wahrscheinliche Constitution der Himmelskörper. 

 Nach ihm geht ein Stern zweimal durch das orange 

 und rothe Stadium, erstens während einer verhält- 

 nissmassig kurzen Periode zunehmender Temperatur, 

 welche in dem weissen Stadium culminirt, und ein 

 zweites Mal während eines längeren Stadiums all- 

 mäliger Abkühlung. Er vermuthete, dass die beiden 

 Gruppen von Banden - Sternen diesen verschiedenen 

 Perioden entsprechen mögen: die jungen Sterne sind 

 diejenigen, in welchen der stärkere Rand der dunklen 

 Bande nach dem Blau gerichtet ist, während die anderen 

 Banden-Sterne, welche relativ wenigerhell und gering 

 au Zahl sind, diejenigen sind, welche sich mit der 

 Zeit dem Erlöschen nähern. 



Jüngst wurde eine ähnliche Entwickelungsreihe 

 aufgestellt, welche sich auf die Hypothese stützte, dass 

 die Nebel und Sterne aus zusammenstosseuden Meteor- 

 steinen in verschiedenen Verdichtungsstadien be- 

 stehen. 



Noch jüngeren Datums ist die Ansicht, dass die 

 mannigfachen Spectra der Sterne nicht die Stadien 

 eines Entwickelungsfortscbrittes darstellen, sondern 

 grössteutheils veranlasst sind durch Verschieden- 

 heiten der ursprünglichen Constitution. 



Die wenigen Minuten, welche diesem Theile des 

 Vortrages gewidmet werden können, sind unzu- 

 reichend für eine Discussion dieser verschiedenen 

 Ansichten. Ich beabsichtige daher kurz und mit Vor- 

 behalt, da die Sache dunkel ist, einige Betrachtun- 

 gen aus den Charakteren ihrer Spectra hinzustellen, 

 welche mir zu Gunsten einer Entwickelungsreihe zu 

 sprechen scheinen, in die ich die Sterne nach ihren 

 photographischen Spectren im Jahre 1879 gebracht 

 habe. Diese Reihe ist im Wesentlichen dieselbe, wie 

 sie vorher Vogel bei seiner Eintheilung der Sterne 

 (1874) vorgeschlagen hat, in welcher die weissen 

 Sterne, welche die zahlreichsten sind, das frühe Reife- 

 und bleibendste Stadium im Leben der Sterne dar- 

 stellen ; der Zustand der Sonne, das der vollen Reife 

 und des beginnenden Alters, während wir in den 

 orangen und rothen Sternen mit Bandenspectren den 

 Eintritt und den Fortschritt des Greisenalters er- 

 blicken. Aber dieser Satz ist nur ganz allgemein 

 zu nehmen und soll nicht behaupten, dass alle 

 Sterne , so verschieden sie in Blasse und vielleicht 

 in geringem Grade auch in ihrer ursprünglichen Con- 

 stitution sein mögen, eine unveränderliche Reihe von 

 Spectren darbieten. 



In den Spectren der weissen Sterne sind die 

 dunklen Metallliuieu verhältnissmässig wenig auf- 

 fallend, und gelegentlich fehlen sie, während gleich- 

 zeitig die dunklen Wasserstofflinien gewöhnlich stark 

 und mehr oder weniger breit auf einem eontinuir- 

 licheu Spectrum erscheinen , welches bemerkenswerth 

 ist wegen seiner Helligkeit am blauen Ende. In 

 einigen von diesen Sternen sind die Wasserstoff- und 

 einige andere Linien hell und zuweilen veränderlich. 



Da das stärkere oder schwächere Hervortreten 

 der dunklen oder hellen Wasserstofflinien für die 



weissen Sterne als Klasse charakteristisch ist und 

 allmälig abnimmt mit dem Auftreten und Zunehmen 

 der anderen Linien, sind wir wahrscheinlich berech- 

 tigt zu glauben , dass es von Zuständen herrühre, 

 welche naturgemäss während des Fortschreitens des 

 Sternlebens auftreten, und nicht von einer Eigenheit 

 der ursprünglichen Constitution. 



Um ein starkes Absorptionsspectrum zu erzeugen, 

 muss eine Substanz die besondere Temperatur be- 

 sitzen, bei welcher sie merklich absorbirend ist, und 

 ferner muss diese Temperatur ausreichend unterhalb 

 derjenigen des dahinter befindlichen Gebietes liegen, 

 von dem das Licht kommt, damit das Gas, soweit es 

 sich um seine Strahlen handelt, auf ihm dunkel 

 erscheine. Erwägt man die hohe Temperatur, auf 

 welche der Wasserstoff gebracht sein muss, bevor er 

 seine charakteristische Emission und Absorption zeigt, 

 so wird man wahrscheinlich im Recht sein, wenn 

 man die relative Schwäche und Abwesenheit der 

 anderen Linien nicht auf die Armuth an Metalldampf, 

 sondern vielmehr darauf zurückführt, dass sie so heiss 

 sind relativ zu den Substanzen hinter ihnen, dass sie 

 sich nur schwach, wenn überhaupt durch Umkehrung 

 zeigen. Ein solcher Zustand wird, wie mir scheint, 

 wahrscheinlicher unter Bedingungen gefunden wer- 

 den, die früher auftreten als das Sonnenstadium. 

 Ein beträchtliches Abkühlen der Sonne wird wahr- 

 scheinlich Bandenspectra erzeugen, herrührend von 

 Verbindungen oder complicirteren Moleeülen, welche 

 sich nahe den Condensirungspuukten der Dämpfe 

 bilden können. 



Die Sonne und die Sterne werden im Allgemeinen 

 aufgefasst als aus glühenden Dämpfen bestehend, 

 die umgeben sind von einer Photospbäre, in welcher 

 Condensation stattfindet; die Temperatur der Photo- 

 sphäreschichten, von denen der grössere Theil der 

 Strahlung ausgeht, wird beständig erneuert durch die 

 heissere Materie des Inneren. 



Ander Oberfläche werden starke Convectionsströme 

 existiren und eine lebhafte Bewegung erzeugen, durch 

 welche die verschiedenen Gase gemischt werden , so 

 dass sie in den verschiedenen Niveaus nicht die Un- 

 gleichheit der Mengenverhältnisse bewahren können, 

 welche ihren Dampl'dichteu entspricht. 



Die Zustände der strahlenden Photosphäre und die 

 der Gase über ihr, von denen der Charakter des 

 Spectrums eines Sternes abhängt , wird nun nicht 

 allein von der Temperatur bestimmt, sondern auch 

 von der Schwerkraft in diesen Gebieten; diese Kraft 

 wird durch die Masse des Sternes und sein Verdich- 

 tungsstadium bestimmt, und wird grösser, wenn der 

 Stern fortfährt, sich zu verdichten. 



Bei der Sonne ist die Schwerkraft an der Oberfläche 

 schon so gross geworden, dass die Abnahme der Dich- 

 tigkeit der Gase eine ungemein schnelle sein muss, 

 wenn mau nur wenige Meilen in den Raum hinaus- 

 geht, vom Atmosphärendruck bis zu einer unendlich 

 geringen Dichte ; folglich muss auch der Temperatur- 

 gradient, wenn er nur durch Expansion bestimmt 

 wird, ein ungemein schneller sein. Die Gase aber 



