Naturiissenschaftliclie Rundschau, 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Eortscliritte auf dem Gresammtgebiete der laturwissenscliafteii. 



Xn. Jahrg. 



13. November 1897. 



Nr. 46. 



Antonia C. Maury: Die Spectra der hellen 



Sterne. (Annais of Harvard College Observatory, 



Bd. XXVIII, Theil 1, 128 S.) 

 Die Verfasserin hat 4800 Aufnahmen der Spectra 

 von 681 der hellsten Sterne nördlich von — 30" 

 Decliiiation einer vergleichenden Prüfung unterworfen 

 und giebt als Resultat eine Eintheilung dieser Spectra 

 in Klassen. Ein dringendes Bedürfuiss für eine neue 

 Klassification lag eigentlich nicht vor. Denn wir be- 

 sitzen solche Eiutheilungen von Secchi, von 

 E. C. Pickering im Draper- Katalog, von 

 J. N. Lockyer und von H. C. Vogel. Die beiden 

 ersten Systeme sind nichts anderes als ein formeller 

 Ausdruck der beobachteten Thatsachen , die beiden 

 anderen Klassificirungen gehen dagegen von kosmo- 

 gonischen Grundlagen aus. Lockyers System 

 gründet sich auf die unbewiesene und wahrscheinlich 

 irrthümliche Ansicht, dass die Kometen, Nebelflecken 

 und die aus letzteren sich durch Verdichtung bilden- 

 den Sterne aus „Meteoriten" bestehen. Man kann es 

 getrost sagen, dass die für dieses System vorgebrachten 

 Beweise entweder irrelevant sind oder dass sie ge- 

 wonnen wurden, indem den Beobachtungen Gewalt 

 angethan wurde, indem die Beobachter das sahen, 

 was sie sehen wollten. Auf der anderen Seite hat 

 die in diesen Blättern wiederholt dargelegte Vogel- 

 sche Theorie sich auch den neiieren Entdeckungen 

 gegenüber als genügend erwiesen und bedurfte nur 

 einiger unwesentlicher Ergänzungen. Wenn wir hier 

 auf die Maurysche Klassification näher eingehen, so 

 geschieht dies einmal deshalb, weil sie in der Haupt- 

 sache sich dem Vogelschen System leicht anpassen 

 lässt, und dann, weil sie eine grössere Anzahl von 

 Uebergangsstufen getrennt anfi'ührt und durch Bei- 

 spiele erläutert. Miss Maury hebt übrigens gleich 

 zu Anfang hervor, dass die Stellung eines Stern- 

 spectrums im Systeme nur durch Prüfung und Ver- 

 gleichung mehrerer Aufnahmen sicher zu ermitteln 

 ist, da der Luftzustand, die Dauer der Belichtung 

 und andere Ursachen das Aussehen der Spectrallinien 

 erheblich beeinflussen. Zur Vollständigkeit fehlt 

 dem System dann immer noch die Berücksichtigung 

 des „optischen" Theiles der Sternspectra, also der 

 Regionen Roth und Gelb , die besonders charakte- 

 ristisch sind für die einzelnen Spectralklassen. 



Die Spectrallinien weisen eine grosse Mannig- 

 faltigkeit sowohl hinsichtlich ihrer Breite wie auch 

 in ihrer Intensität auf. Sehr häufig heben sich 



einzelne Linien trotz beträchtlicher Breite nur wenig 

 vom leuchtenden Hintergrunde, dem continuirlichen 

 Spectrum, ab. Andere Linien sind bei tiefer Schwärze 

 sehr schmal. So können sich die Spectra, welche die 

 nämlichen Linien zeigen, dadurch unterscheiden, dass 

 diese Linien entweder breit und „matt", oder schmal 

 und scharf sind. Miss Maury bildet deshalb Neben- 

 klassen b und c im Vergleich zu einer Normalklasse 

 (Abtheilung) a mit mittlerer Beschaffenheit der 

 Spectrallinien. 



Es sei hier daran erinnert, dass eine grosse Breite 

 der Spectrallinien entweder von einer sehr starken 

 Absorption in der Sternatmosphäre oder aber von 

 einer raschen Rotation des Sternes verursacht sein 

 kann. „Matte" Linien von grosser Breite sind nur 

 in dem Falle zu erwarten, wenn die Schicht, welche 

 das aus dem Sterninneren austretende Licht absorbirt, 

 selbst noch eine hohe Temperatur besitzt. Die Neben- 

 klasse oder Abtheilung h sollte demnach vorzugs- 

 weise bei jenen Spectraltypen auftreten, die den am 

 Anfang ihrer Entwickelung aus Nebeln stehenden 

 Sternen zugehören. Diese Folgerung trifft auch in 

 der That zu. 



Wichtig für die Eintheilung der Spectra in Klassen 

 ist das Auftreten oder das Fehlen gewisser Gattungen 

 von Spectrallinien. Man kann die Spectra einer An- 

 zahl von Sternen so ordnen, dass die Linien einer 

 Gattung von einem zum nächsten Spectrum beständig 

 an Intensität abnehmen. Man findet dann Linien 

 anderer Gattung, die ebenso regelmässig kräftiger 

 werden und für das Spectrum am Ende der Reihe 

 ebenso charakteristisch sind, wie die Linien der 

 vorigen Gattung für das am Anfang stehende Spec- 

 trum. 



Miss Maury stellt folgende Liniengattungen auf: 

 Die „Orionlinien", unter denen sich die Linien 

 der nenentdeckten Cleve'itgase (Helium) befinden, die 

 Linien des Wasserstoffes, die „Sonnenlinien", 

 die vorwiegend metallischen Ursprunges sind , und 

 die Calciumlinien H und K. Nahezu sämmtliche 

 Sterne werden, je nachdem diese Linienarten in ihren 

 Speotren vertreten sind, auf 20 Klassen vertheilt, 

 die den Secchischen Typen I, 11 und III entsprechen. 

 Der IV. Typus nach Secchi oder Vogels Klasse 

 Illb wird als XXL, Pickerings V. Typus als 

 XXII. Klasse aufgeführt; diese beiden Klassen sind 

 in Miss Maury s Verzeichniss durch je 4 Sterne 

 vertreten. Bei 18 Sternen sind die Linien zweier 



