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Na l urwi b Ben schaftliche Rundschau. 



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einer entsprechend grösseren Helligkeit eines Sternes, 

 die durch das Auge geschätzt wird, das ein ungemein 

 unvollkommenes liehtmesseudes Instrument ist. Das 

 Auge ist nicht nur blind für weite Strahlungsgebiete, 

 sondern selbst für die geringe Lichtweite, die wir 

 sehen können, variirt der Seheffect bedeutend mit 

 der Farbe. Nach Prof. Langley würde dieselbe 

 Energiemenge, welche uns eben befähigt, Licht 

 im Carmoisin bei A wahrzunehmen, im Grün einen 

 l(io UDO mal grösseren Lichtetfect hervorbringen. Im 

 Violett würde die proportionale Wirkung 1(300, im 

 Blau H2 000, im Gelb 28 000, im Orange 14 000 und 

 im Ruth 12(1(1 sein. Capitän Abney's neue Unter- 

 suchungen lassen die Empfindlichkeit des Auges für 

 Grün nahe bei F 750 mal grösser sein, als für das 

 Roth bei G. Aus diesem Grunde, wenigstens zum 

 Theil, habe ich im Jahre 1864 vermuthet und habe es 

 seitdem durch directe Beobachtungen gezeigt, dass 

 das Spectrum des Andromeda-Nebels, und vermuth- 

 lich ähnlicher Nebel, scheinbar nur im Roth fehlt. 



Das Stadium, in welchem das Strahlungsmaximum 

 im Grün liegt, entsprechend der grössten Empfind- 

 lichkeit des Auges, würde das sein, in welchem es am 

 günstigsten gemessen werden kann durch Augenphoto- 

 metrie. Wenn das Maximum in das Violett steigt 

 und darüber hinaus, wird der Stern an sichtbarer 

 Helligkeit wachsen, aber nicht im Verhältniss zu der 

 Zunahme der von ihm ausgestrahlten Energie. 



Die Helligkeit eines Sternes wird beeinflusst durch 

 die Natur der Substanz , von der das Licht haupt- 

 sächlich ausgestrahlt worden. Im Laboratorium zeigt 

 feste Kohle das höchste Emissionsvermögen. Ein Stern- 

 Stadium, in welchem die Strahlung zum grossen 

 Theile von einer Photosphäre fester Partikel dieser 

 Substanz herkommt, würde für grosse Helligkeit 

 günstig sein. Obwohl die Sterne im Wesentlichen 

 aufgebaut sind aus Materie, die ähnlich der der Sonne 

 ist, so folgt daraus noch nicht, dass das Mengen- 

 verhältniss der verschiedenen Elemente überall das- 

 selbe sei. Es kann sein, dass die in den Atmosphären 

 verschiedener Sterne condensirten Substanzen ver- 

 schiedene Emissionskräfte haben, aber wahrscheinlich 

 nicht in hohem Grade abweichen. 



Alle Himmelskörper werden von uns durch das 

 gefärbte Medium unserer Atmosphäre gesehen. Nach 

 Langley ist das Sonnenstadiura der Sterne nicht 

 wirklich das gelbe, sondern selbst mit unseren unvoll- 

 kommenen Augen geaicht , würden sie bläulichweiss 

 erscheinen, wenn wir uns frei machen könnten von 

 den täuschenden Einflüssen unserer Umgebung. 



Aus diesen Betrachtungen folgt, dass wir kaum 

 die Entwickelungsstadien der Sterne erschliessen 

 können aus einer einfachen Vergleichung ihrer ge- 

 sehenen Grössen. Wir müssten erwarten, dass die 

 weissen Sterne als Klasse weniger dicht sind, als die 

 Sterne des Sonnenstadiums. Da grosse Masse den 

 Sonnentypus des Spectrums in verhältnissmässig frühe- 

 rer Zeit herbeiführen kann, mögen einige der hellsten 

 von diesen Sternen sehr massig und heller als die 

 Sonne sein — z. B. der glänzende Stern Arctur. Aus 



diesen Gründen werden die Sonnensterne nicht nur 

 dichter sein als die weissen Sterne, sondern viel- 

 leicht, als Klasse, dieselben auch an Masse und Hellig- 

 keit übertreffen. 



Laue hat gezeigt, dass, so lange eine conden- 

 sirende Gasmasse den Gesetzen eines reinen gasigen 

 Körpers unterworfen bleibt, seine Temperatur noch 

 weiter steigen kann. 



Die grössere oder geringere Breite der Absorptions- 

 linien des Wasserstoffs in den weissen Sternen mag 

 herrühren von Schwankungen der Tiefe des Wasser- 

 stoffs in der Gesichtslinie in Folge der Ursachen, 

 welche oben discutirt worden. Au den Grenzen der 

 Linien sind die Absorption und Emission schwächer 

 als in der Mitte und werden stärker hervortreten bei 

 einer grösseren Dicke des Gases. 



Die Mannigfaltigkeiten unter den weissen Sternen 

 sind nahezu so zahlreich , wie die Individuen der 

 Klasse. Die Zeit erlaubt mir nicht, mehr zu thun als 

 nur zu erwähnen, dass ausser den drei Unterklassen, 

 in welche sie von Vogel getrennt wurden, Scheiner 

 jüngst kleinere Differenzen untersucht hat, die sich an- 

 deuteten durch den Charakter der dritten Wasserstoff- 

 linie bei Cr. Er hob ferner hervor, dass, soweit seine 

 Beobachtungen reichen, die weissen Sterne im Stern- 

 bilde des Orion allein stehen , mit Ausnahme von 

 Algol, indem sie eine dunkle Linie im Blau besitzen, 

 welche scheinbar dieselbe Lage hat, wie eine helle 

 Linie im grossen Nebel desselben Sternbildes ; und 

 Pickering findet in seinen Photographien der 

 Spectra dieser Sterne dunkle Linien entsprechend den 

 Hauptlinien der Sterne mit hellen Linien und der 

 planetaren Nebel, mit Ausnahme der Hauptnebellinie'. 

 Die Vereinigung von weissen Sternen mit Nebel- 

 masse im Orion, in den Plejaden , in der Gegend der 

 Milchstrasse und in anderen Theilen des Himmels 

 kann aufgefasst werden als übereinstimmend mit der 

 Anschauung, welche ich angenommen habe. 



In den vielleicht noch weiter als unsere Sonne von 

 der weissen Klasse entfernten Sternen, die zur ersten 

 Abtheilung von Vogel's dritter Klasse gehören, welche 

 sich durch Absorptionsbanden mit einem stärkeren 

 Rande nach dem Blau unterscheiden, sind die Wasser- 

 stofflinien schmäler als im Sonnenspectrum. In diesen 

 Sternen ist der Dichtigkeitsgradient wahrschein- 

 lich ein noch schnellerer, die Tiefe des Wasserstolfs 

 mag geringer sein und vielleicht mögen die Wasser- 

 stoffmolecüle beeinflusst sein durch eine grössere An- 

 zahl von Zusammenstössen mit unähnlichen Molecülen. 

 In einigen rothen Sternen mit dunklen Kohlenwasser- 

 stoffbanden sind die Wasserstofflinien nicht sicher 

 beobachtet worden; wenn sie wirklich fehlen, so mag 

 dies daher rühren, dass die Temperatur unter den Punkt 

 gesunken, bei dem Wasserstoff seine charakteristische 

 Absorption ausüben kann; ausserdem mag sich etwas 

 Wasserstoff mit dem Kohlenstoff verbunden haben. 

 Das Auftreten der Kohlenwasserstoffbanden mag ein 

 späteres Entwickelungsstadium andeuten , aber die 

 Temperatur kann noch hoch sein, da Acetylen im 

 elektrischen Bogen existiren kann. 



