No. 48. 



Naturwiai enschaftliche Rundschau. 



435 



Betracht kommenden Correctionen hier wohl als zu- 

 reichend gelten dnrfte. 



Verfasser weist dann auf gewisse constante Fehler 

 hin, welche hei Positionsbestimmungen von Banden 



in lichtschwachen Spectreu bei gefl'netera Spalt vor- 

 kommen knnen. Kr zeigt, dass durch die dann ein- 

 tretende Verbreiterung oder Uebereinanderlagerung der 

 Bilder eine Verschiebung des weniger brechbaren 

 Randes der Bande nach dein rothen Ende des Spec- 

 trums hin stattfindet, welche die halbe Breite des 

 Spalts ausgedrckt in Wellenlngen betrgt, whrend 

 das Intensittsmaximum um die gleiche Grsse nach 

 dem blauen Ende verschoben wird. Herr Dun er- 

 findet in Einheiten der Mikrometersekraube am Beob- 

 achtungsfernrohr fr sein Instrument den nicht un- 

 merklichen Betrag + 0,002. 



Bei den Messungen in Sternspectren wurde dann 

 grosse Sorgfalt darauf verwandt, die Unvernderlich- 

 keit des Nullpunktes durch wiederholte Einstellung 

 der Natriumlinien mit Hlfe eines Vergleichsprismas 

 zu controliren. Es sind dann die Mittelwerthe aus 

 den einzelnen Einstellungen auf jede beobachtete 

 Linie oder Bande fr jeden Abend gegeben und am 

 Schlsse die vorzgliche Uebereinstimmung mit den 

 von Vogel am grossen Refractor in Wien angestellten 

 Messungen tabellarisch zur Anschauung gebracht. 

 Wenn mau von einem sehr geringen constanten 

 Unterschiede absieht, kauu diese Uebereinstimmung 

 als eine vollkommene bezeichnet werden. Hiermit 

 besttigt sich auch die hoch interessante Wahrneh- 

 mung, dass die Hauptbanden in dem Spectrnm der 

 Klasse III b mit Streifen des Kohlenwasserstoffspec- 

 trums zusammenfallen. 



Der letzte Abschnitt des Werkes ist mehr 

 speculativer Natur. Fragt man zunchst nach der 

 wahrscheinlichen Anzahl der Sterne des Typus III, 

 so lsst sich aus der Vergleichung der Zableu- 

 verhltnisse der Sterne in den einzelnen Grssen- 

 klassen ein Urtheil gewinnen. Durch Multiplieation 

 der von Littrow mitgetheilten , der Durchmuste- 

 rung" entnommenen Ziffern mit */ 3 und Divi- 

 sion mit 15 resp. 750 erhielt der Verfasser eine 

 Zahlenreihe, welche sich bis zur Grsse 5,9 (III a) 

 resp. 6, (III b) den Beobachtungen anschliesst, wh- 

 rend fr die geringeren Helligkeiten die Beobachtung 

 hinter der Rechnung zurckbleibt, so dass sich noch 

 eine Vermehrung der bisher bekannten Sterne zwi- 

 schen 6,0 und 7,5 Grsse vorzglich der Klasse III a 

 erwarten lsst. Im Allgemeinen darf jedoch die Kennt- 

 niss dieser interessanten Objecte als ziemlich voll- 

 stndig vorausgesetzt werden , wie schon aus dem 

 Umstnde hervorgeht, dass die mittlere Helligkeit der 

 spter entdeckten Sterne bestndig herabgeht. Unter- 

 sucht man ferner die Vertheilung der Sterne des 

 Typus III am Himmel, indem man sie zonenweise in 

 Bezug auf die Pole der Milchstrasse ordnet, so er- 

 giebt sich eine starke Hufigkeitszunahme mit der 

 Annherung an die Milchstrasse, eine Zunahme, welche 

 jedoch dem allgemeinen Anwachsen der Sterndichtig- 

 keit entspricht. Auch eine Untersuchung ber die Ver- 



theilung in Lnge mit Bezug auf die Milchstrasse 

 fhrte zu keinem Resultate, so dass sich ein besonderes 

 Gesetz in der rumlichen Anordnung dieser Welt- 

 krper nicht erkennen lsst. 



Der Verfasser wendet sich nunmehr zu Betrach- 

 tungen ber muthmaassliche Vernderlichkeit der 

 Spectren der Klasse III. Whrend man voraussetzen 

 muss, dass die Entwickelung sich in den jngeren 

 und heisseren Sternen mit ausserordentlicher Lang- 

 samkeit vollzieht, so glaubt er fr diese bereits kh- 

 leren Weltkrper ein relativ rasches Fortschreiten 

 annehmen zu drfen. Allein aus Vergleichung der 

 Wahrnehmungen verschiedener Beobachter darf im 

 besonderen Falle dennoch nur mit grosser Vorsicht 

 ein Schluss gezogen werden. Herr Duner verwirft 

 in dieser Beziehung die Secchi'schen Beobachtungen 

 gnzlich, da die optischen Apparate, mit welchen sie 

 angestellt sind, zu unvollkommen sind, und Secchi 

 wohl auch die wesentlichen Merkmale des Typus III b 

 noch nicht mit voller Klarheit erfasst hatte. Unter 

 den zuverlssigeren Beobachtungen D'Arrest's findet 

 sich aber in der That ein Stern D. M. -\- 36,2772, 

 von welchem dieser Beobachter sagt: 8,3 mg mit 

 schnem, sulenartigem Spectrum. Ist einer der Be- 

 gleitsterne des grossen Herculesnebels", whrend sich 

 jetzt in dieser Gegend des Himmels berhaupt kein 

 Stern vom Typus III a befindet, also auch eine 

 Positionsverweehslung als ausgeschlossen erseheint. 

 Im Verlauf der eigenen Beobachtungen, welche sich 

 ber einen Zeitraum von 6 Jahren erstreckten, hat 

 Herr Duner keine merklichen Vernderungen in 

 irgend einem Spectrum feststellen knnen. 



Wenn nun diese Untersuchung bisher noch zu 

 einem negativen Resultate fhrte, so lsst sich doch 

 aus der Betrachtung der in verschiedenen Steruen 

 zur Zeit vorhandenen Entwickelt gsstadien eine 

 Vorstellung gewinnen von den Entwickelungsphasen, 

 welche das einzelne Individuum successive zu durch- 

 laufen hat. Man darf annehmen, dass sich der Ueber- 

 gang vom Typus II zum Typus III a in der Weise 

 vollzieht, dass in Folge fortschreitender Abkhlung, 

 die metallischen Linien, besonders des Eisens, Magne- 

 siums, Calciums, Natriums, sich verbreitern und zu- 

 gleich Systeme gedrngter, schwacher Linien auftreten, 

 sodass oft der Charakter des Spectrums in diesem 

 Uebergangsstadium schwer festzustellen ist. Nicht mit 

 gleicher Sicherheit lsst sich der Uebergang zum 

 Typus III b verfolgen, eine Bemerkung, welche ein- 

 zelne Beobachter veranlasste, die Klassen III a und 

 III b berhaupt nicht als coordinirt, sondern als sub- 

 ordinirt zu betrachten, und die letztere als die End- 

 stufe der genannten Reihe unmittelbar vor dem vollkom- 

 menen Verlschen hinzustellen. Allein bercksichtigt 

 man die geringe Anzahl der Sterne vom Typus III b, 

 so lsst sich mit nur geringer Wahrscheinlichkeit die 

 Auffindung von Uebergangsstufen erwarten. Hierzu 

 kommt noch, dass die wesentlichen Merkmale aus 

 den drei breiten Banden bestehen, dass das Vor- 

 handensein dieser Banden ber den Charakter des 

 Spectrums entscheidet, also nur in Helligkeitsunter- 



