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Naturwissenschaftliche Rundschau. XIII. Jahrgang. 1898. 



Nr. 6. 



aus der schnellen Rotation einiger unter den Planeten. 

 Aber hier ist nicht der Ort, die nothigen Bedingungen 

 zu discutiren. Es ist nur billig, zu sagen, dafs Prof. 

 Schaeberle vom Lick - Observatorium bereits in 

 dieser Richtung Versuche gemacht hat — mit welchem 

 Erfolg, ist noch nicht bekannt. 



Gehen wir zur Sternspectroskopie über, so er- 

 öfTnet sich uns ein weiteres Feld als das der Sonnen- 

 physik; denn die Sonne, obwohl das Oberhaupt in 

 ihrem System , ist nur einer unter den Sternen. Im 

 allgemeinen sind die Spectra der Sterne beobachtet 

 und nach ihrem Charakter klassificirt worden, und 

 Objecto von ungewöhnlichem Interesse sind für spätere 

 Untersuchung verzeichnet worden — so manches 

 seltene Exemplar ist in Harvards weit ausgespanntem 

 Netze gefangen worden; aber das detaillirtc Studium 

 der individuellen Spectra hat eben erst begonnen. 

 Für diesen Zweck sind grofse Teleskope erwünscht, 

 wenn nicht absolut nothwendig. Viele Präcisions- 

 beobachtungen , welche in der älteren Astronomie 

 gebraucht werden , werden am besten mit kleinen 

 Teleskopen gemacht. Aber in der Sternspectroskopie 

 ist das Licht allmächtig, und während zweifellos viel 

 geleistet werden kann mit kleinen Teleskopen , so 

 giebt es nichts, was nicht besser mit grofsen gemacht 

 werden könnte. Selbst in der Sonnenspectroskopie, 

 wo die Lichtzufuhr reichlich ist, wird ein grofses 

 Bild gebraucht für das Studium der einzelnen Theile 

 der Sonnenoberfläche. 



Kein Gebiet der Astrophysik hat durch die Ein- 

 führung der photographischen Verfahren mehr ge- 

 wonnen als die Sternspectroskopie. Zu den bereits 

 erwähnten Vortheilen der Photographie mufs noch 

 ein anderer nicht minder wichtiger hinzugefügt 

 werden. Wegen der Unruhe der Luft tanzt das Bild 

 eines Sternes auf der Spaltplatte eines Spectroskops, 

 die in den Brennpunkt eines Fernrohrs gebracht 

 wird, hin und her. Das Spectrum ist nicht nur blafs, 

 sondern auch flackernd, und in ihm die Linien durch 

 Augonbeobachtung zu messen, gleicht dem Versuche, 

 eine gedruckte Seite zu lesen, die unregelmäfsig durch 

 Lichtblitze erhellt wird. Diese Unregelmäfsigkeiten 

 erscheinen nicht auf der Photographie. Sie ver- 

 schwinden in dem Additionsprocesse. Negative, die 

 mit dem Spectrographen erhalten worden , können 

 direct unter einem Mikroskop gemessen werden, oder 

 es können von ihnen Vergröfserungen in gewöhn- 

 licher Weise hergestellt werden. In dieser Weise 

 werden jetzt Photographien der Sternspectra ange- 

 fertigt, welche bezüglich der Genauigkeit und des 

 Werthes der Einzelheiten vergleichbar sind Kirch- 

 hof fs berühmter Tafel des Sonnenspectrums. „Es ist 

 einfach überwältigend", sagt Prof. Young bezüglich 

 der Draper - Memorial - Photographien , „dafs das 

 schwache, glitzernde Licht eines Sternes veranlafst 

 werden kann , eine solche autographische Aufzeich- 

 nung des Stoffes und Zustandes der unfafslich weiten 

 Lichtquelle zu erzeugen." 



Wir wollen einen Moment einige von den Fragen 

 anf diesem Gebiete betrachten, die der Untersuchung 



gewärtig sind. Von allen Sternen, die von den gröfsten 

 Fernrohren erreicht werden können, müssen die Be- 

 wegungen in der Gesichtslinie gemessen werden. 

 Diese wichtige Untersuchungsreihe ist bereits ange- 

 führt worden. Die Beziehung zwischen den verschie- 

 denen Klassen der Sternspectra und der wahrsobein- 

 licben Reihenfolge der Sternentwickelung ist fest- 

 zustellen. Es scheint jetzt factisch sicher, dafs alle 

 Sterne nicht nach einem einzigen Muster gemacht 

 sind , und dafs sie nicht in ein einziges Schema der 

 Entwickelung eingefügt werden können. Die Wolf- 

 Rayet-Sterne, die Sterne mit Bandenspectren , die 

 Sterne mit hellen Linienspectren , die planetarischen 

 Nebel, die spectroskopischen Doppelsterne, die ver- 

 änderlichen Sterne erfordern die sorgfältigste Beach- 

 tung. Veränderliche der Mira-Klasse müssen so weit 

 als möglich von ihrem Maximum an mit dem Spec- 

 troskop verfolgt werden und die Aenderungen des 

 Spectrums, welche die Lichtschwanknngen anderer 

 Sterne begleiten, mögen sie herrühren von Emissions- 

 oder Absorptionserscheinungen oder von der relativen 

 Bewegung von Körpern in einem sich umkreisenden 

 System, müssen mit den mächtigsten Instrumenten 

 studirt werden. 



Die spectroskopische Entdeckung von Doppel- 

 sternen, die einander zu nahe stehen, um von unseren 

 kräftigsten Fernrohren aufgelöst zu werden , und die 

 in ihrem wahren Charakter erkannt werden durch 

 ein periodisches Verdoppeln ihrer Spectrallinien, hat 

 fremdartige und wunderbare Bedingungen von Um- 

 laufsbewegungen unserer Kenntnifs erschlossen. Ein 

 solches System, wie das von Spica, wo zwei Körper, 

 ähnlich unserer Sonne, wie die Kugeln eines Riesen- 

 pendels um einander laufen in einer Periode von nur 

 vier Tagen , in einem Abstände, der nicht gröfser ist 

 als der, welcher den sechsten Saturnraond von seinem 

 Hauptstern trennt, mufste den älteren Astronomen 

 für immer unbekannt bleiben. Zwischen diesen spectro- 

 skopischen Doppelsternen und den am schnellsten 

 umlaufenden , im Fernrohr sichtbaren Systemen ist 

 eine weite Kluft, deren Ursache klar ist. Die in 

 beiden Fällen für die Entdeckung günstigen Um- 

 stände sind einander direct entgegengesetzt, und 

 zweifellos liegt eine grofse Klasse von Sternen gegen- 

 wärtig jenseits der Erreichbarkeit durch beide 

 Methoden. 



Aber diese Kluft kann überbrückt werden mittels 

 eines so grofsen Fernrohres, wie wir es heute vor uns 

 sehen, während die Arbeit, die nothwendig ist, dies 

 Ziel zu erreichen, uns noch ein anderes Untersuchungs- 

 feld eröffnen wird. Es ist schon lange erkannt, dafs 

 das Positionsmikrometer und das Spectroskop , zu- 

 sammengenommen , theoretisch ausreichend sind, die 

 wirklichen Bahnen der Componenten eines Doppel- 

 sternes im Räume zu bestimmen, somit also auch die 

 Massen der Componenten und ihre Entfernung von 

 der Erde. Bis jüngst hatte die Frage nur ein mathe- 

 matisches Interesse. Aber die kleinen Geschwindig- 

 keiten, die zu erwarten sind bei irgend einem Doppel- 

 sterne, dessen Componenten gesondert mit dem Fern- 



