No. 7. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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C. Wolf: Ueber den neuen Stern im Orion. (Comptes 

 rendas T. Cl, p. 1444.) 



Das Interesse, welches sich an das Erscheinen eines 

 neuen" Sternes knpft, und der Widerspruch zwischen den 

 Resultaten zweier ao bewhrter Spectroskopiker, wie die 

 Herren Wulf und Copelaud, werden es rechtfertigen, 

 dass die bereits kurz erwhnte Aeusserung des Herrn W o 1 1 

 in Paris nachstehend ausfhrlicher mitgctheilt wird. 



Der neue Stern zeigt Charaktere, die ihn ganz be- 

 stimmt von den beiden temporren Sternen, die seit der 

 Anwendung der Spectroskopie auf das Studium der Ge- 

 stirne .erschienen sind, unterscheiden. Sowohl der Stern T 

 der Krone (18t>t>) wie der Stern im Schwan, welcher 1670 

 erschienen, haben zur Zeit ihrer grssteu Helligkeit ein 

 Spectrum mit dunklen Linien gezeigt, auf welchem sich 

 eine Anzahl heller Linien abhob, und zwar waren es bei 

 dem enteren die Wasserstoff liuien und in dem Spectrum 

 des zweiten Sternes die Linien des Wasserstoffs, des Na- 

 triums, des Magnesiums und die grne Linie der Nebel- 

 flecke. Dann wurden diese Linien immer blasser ; T Co- 

 ronae ist jetzt ein Stern 9,5. Grsse und zeigt ein con- 

 tinuirliches Spectrum; der Stern im Schwan giebt nur 

 noch die grne Linie der Nebelflecke und bildet das 

 einzige Beispiel der Umwandlung eines Sternes in einen 

 planetarischen Nebel. 



Der zu Dun Echt beobachtete Stern des Orion bietet 

 nun einen ganz verschiedenen Fall. Sein Spectrum ge- 

 hrt zur Classe III. (nach Herrn Vogel' s Eintheilungl; 

 es ist durchfurcht von Cannelirungen, die durch eine 

 Reihe dunkler Banden auf hellem Grunde hervorgebracht 

 werden. Diese Banden , deren Zahl mindestens sieben 

 betrgt, sind an der violetten Seite scharf, nach der 

 rothen Seite verschwommen. Auf den ersten Blick 

 scheinen einige im Grn und Blau von einer hellen Linie 

 begrenzt. Mit einer strkeren Zerstreuung Hessen sich 

 keine helle Linien coustatiren. Am grossen Teleskop 

 schienen aber in den Momenten bester Sichtbarkeit 

 mehrere Banden sich in dunkle Linien aufzulsen. Das 

 Spectrum zeichnet sich durch die Helligkeit des Roth 

 und Gelb aus, was die Farbe des Sterns erklrt; aber 

 zum Unterschied gegen das, was gewhnlich bei den 

 orangen Sternen beobachtet wird , erstreckt sich der 

 brechbarere Theil des Spectrums sehr weit. 



Das pltzliche Erscheinen dieses Sternes kann nicht, 

 wie das der temporren Sterne im Schwan und in der 

 Corona, einem pltzlichen Erglhen gasfrmiger Massen in 

 und ausserhalb seiner Chromosphre zugeschrieben werden. 

 Sein Spectrum ist vielmehr vollkommen demjenigen eines 

 der merkwrdigsten Sterne des Himmels, von Mira Ceti 

 oder o des Walfisches hnlich. Auch hier sehen wir Canne- 

 lirungen, und -wenn der Stern in 333 Tagen sich von 

 neunter Grsse zur vierten oder zuweilen fast zur ersten 

 verndert, so erscheint keine helle Linie, sondern nach 

 den Beobachtungen des Herrn Vogel werden einige von 

 den Banden heller und lsen sich in dunkle Linien auf. 



Diese Aehnlichkeit berechtigt somit zu dem Schlsse, 

 dass wir hier nicht einen temporren Stern vor uns haben, 

 auf dem eine pltzliche Entzndung eine Helligkeits- 

 znnahme erzeugt hat, sondern einen vernderlichen, der 

 bisher nicht bekannt war. Wenn man bedenkt, dass der 

 Stern im Moment seiner grssten Helligkeit kaum die 

 Grenze der Sichtbarkeit mit blossem Auge erreicht, so 

 wird man zugeben, dass es nicht berraschen kann, wenn 

 man ihn bei seineu frheren Helligkeitsmaxima noch 

 nicht beobachtet hatte. 



N. Egoroff: Absorptionsspectrum des Sauer- 

 stoffs. (Comptes rendus, T. Cl, p. 1143.) 

 Iu dem Sonneuspectrum sieht man eine ganze Reihe 

 von dunklen Linien und Bauden , welche nachweislich 



von Absorptionen durch unsere Atmosphre herrhren, 

 und als terrestrische Gruppen von den durch die Sonnen- 

 hllen erzeugten Absorptionslinien unterschieden wer- 

 den. Welchen von den Bestandtheilen der Atmosphre 

 aber die einzelnen Liuien und Liniengruppen zuzu- 

 schreiben sind, darber sind die Ansichten der Forscher 

 noch weit divergirend. 



Um die Bedeutung der Liniengruppen A und B des 

 Souuenspectrums zu ermitteln, hat Herr Egoroff das 

 Spectrum von Licht untersucht, das durch eine 20m 

 lauge, mit Wasserdampf unter variablem Druck gelullte 

 Rhre gegangen war. Aber die Hauptgruppe, die sich 

 hier zeigte, war a. Ebenso erfolglos waren die Ver- 

 suche, die in derselben Rhre mit Kohlensure gemacht 

 wurden; ferner die Untersuchung der Spectren des Ozons 

 und des Ammoniaks. Niemals wurden die Liniengrup- 

 pen A oder B erhalten. 



Im Jahre 1881 waren am Observatorium zu Paris 

 mit Hlfe des grossen Aequatorials Versuche ber das 

 Spectrum der Atmosphre angestellt. Eine Luftschicht 

 von 10 km Dicke, zwischen dem Mont Valerien und dem 

 Observatorium, ergab unter einer Menge Linien die 

 ganze Gruppe B vollstndig. Mittelst zweier Thollon'- 

 schen Prismen sah dann Herr E g o r o f f im Jahre 1882 

 durch die gleiche Schicht die Gruppen A, B und viele 

 andere. Spter ging er zu Schichten, die weniger als 

 10km dick waren, nmlich zu solchen von 1600m 

 J40 und 80m ber, und fand, dass Spuren der Gruppe 

 A noch sichtbar waren im Spectrum einer atmosphri- 

 schen Schicht von 80 m. 



Dieses Ergebniss forderte zu weiteren Versuchen 

 mit den unmittelbaren Bestandtheilen der Atmosphre, 

 mit Sauerstoff und Stickstoff, auf. Es wurde Sauersto' 

 auf acht Atmosphren comprimirt und hierbei gefunden, 

 dass die Gruppen A und B dem Sauerstoff angehren. 

 Um aber festzustellen, dass alle Linien der Gruppen A 

 und B, wie auch von t<, diesem Gase angehren, wurde 

 von Neuem das Absorptionsspectrum einer atmosphri- 

 schen Schicht von 3 km Dicke untersucht und in der- 

 selben die vollstndigen Gruppen A uud B ganz intensiv 

 gefunden. Als dann unter dem Drucke von sechs Atmo- 

 sphren eine Sauerstoffschicht von 60 m untersucht 

 wurde, fand man sehr deutlich die Gruppe A (das vor- 

 angehende Band uud die Doppellinien) und das voran- 

 gehende Band nebst den sieben Doppellinien der Gruppe 

 B ; zwischen A und B erschien keine von den dem 

 Wasserdampf angehrenden Linien. 



Herr Egoroff schliesst aus seinen Untersuchungen, 

 dass nun der Ursprung der terrestrischen Linien in 

 dem Theile A bis b des Sonnenspectrums vollstndig 

 aufgeklrt ist: 126 Linien, die zu gleichen Theilen und 

 identisch in den Gruppen A, B und a vertheilt sind, 

 rhren ausschliesslich vom Sauerstoff her, whrend die 

 anderen dem Wasserdampf angehren (vgl. Rndsch. I, S. 15). 



K. Mbius: Ueber die Eigenschaften und den 

 Ursprung der Schleimfden des Seestich- 

 lingnestes. (Archiv f. mikr. Anat., Bd. 25, 1885. 

 Mit einer Tafel.) 



Die seit den zwanziger Jahren unseres Jahrhunderts 

 bekannte Thatsache von dem Nestbaue des Seestichlings 

 hat durch die neuerdings von Herrn Mbius angestellten 

 Beobachtungen ein besonderes Interesse gewonnen. Wie 

 bei den beiden anderen europischen Arten der Gattung 

 Gasterosteus ist es auch beim Seestichlinge, G. spinachia, 

 das Mnnchen, welches sich der Brutpflege widmet. 

 Es legt sein aus verschiedenen Wasserpflanzen, gelegent- 

 lich auch aus den ins Meer gewehten Blttern von Land- 

 pflanzen gefertigtes Nest wenige Fuss uuter dem Wasser- 

 spiegel au uud zwar so, dass es niemals am Grunde liegt, 



