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Naturwissenschaft liehe Rund schau. 



No. II 



Hypothesen, wie sie z. B. von Herschel ber die 

 Constitution der Sonne aufgestellt worden, nicht den 

 Bedingungen der Natur entsprechen, ist es klar, dass 

 die Vernderungen, denen ein Fixstern im Laufe der 

 Zeit unterworfen ist , nur auf seiner allmligen 

 Abkhlung und der damit verbundenen Verdichtung 

 beruhen knnen. 



Da nun unsere Sonne ein Fixstern ist, dessen 

 genaue Untersuchung durch seine verhltnissinssige 

 Mhe ermglicht wird, so ist man berechtigt, die Er- 

 gebnisse, welche die Spectralanalyse bei der ersteren 

 geliefert hat, auch auf die brigen Fixsterne anzu- 

 wenden. 



Die Sonne ist ein Himmelskrper, dessen Materie 

 in einem solchen Zustande der Hitze befindlich ist, 

 dass wenigstens im Inneren und nahe seiner Ober- 

 flche chemische Verbindungen nicht existiren knnen, 

 dass alle Elemente uuverbunden neben und durch 

 einander vorkommen, sie befinden sich im Zustande 

 der Dissociation. Wie die Verhltnisse im Sonnen- 

 inneren sind, wie daselbst der Aggregatzustand auf- 

 zufassen ist, davon kann man sich nur schwer eine 

 Vorstellung machen. Das geringe specifische Gewicht 

 der Sonne und die enorme Temperatur lassen nur 

 den gasfrmigen Aggregatzustand aller Elemente zu; 

 der ber alle Begriffe starke Druck im Inneren des 

 ungeheuren Gasballes bewirkt dagegen eine solche 

 Dichtigkeit der Gase, dass ihre physikalischen Eigen- 

 schaften vielleicht nur wenig von dem einer Flssig- 

 keit verschieden sind. Nach den kleinen Verhlt- 

 nissen unserer Laboratorien ist ein Rckschluss auf 

 die Sonnenzustude nicht gut mglich. 



Dagegen lsst sich mit Hlfe des Spectroskops 

 und auch durch directe Beobachtung die Constitution 

 der Sonnenoberflche, abgesehen von Details, wie sie 

 ohnehin bei dem punktartig erscheinenden Fixstern 

 wegfallen, einigermaasseu feststellen. 



Die tiefste noch wahrnehmbare Schicht auf der 

 Sonne ist die Photosphre. Sie besteht aus glhenden 

 Gasen der verschiedensten Elemente, doch ist an- 

 zunehmen, dass in ihr ein Theil der Elemente bereits 

 in tropfbar flssigem, fein vertheiltem Zustande vor- 

 handen ist, hnlich unseren Nebeln. Ohne diese An- 

 nahme wrde die ungeheure Leuchtkraft der Photo- 

 sphre nicht erklrbar sein, da reine Gase selbst bei 

 hoher Temperatur im Allgemeinen nur wenig leuchten. 

 Diese Schicht ist es, welche die Leuchtkraft der Sonne 

 bedingt und den continuirlichen Untergrund des 

 Sonneuspectrums verursacht. Ueber diese Photo- 

 sphre breitet sich eine verhltnissmssig sehr dnne 

 Schicht aus, die, wesentlich aus glhendem Wasser- 

 stoff bestehend, noch verschiedene Metalle, deren 

 Atomgewicht ein verhltnissmssig kleines ist, in 

 glhend gasfrmigem Zustande enthlt. Diese ben 

 auf das weisse Licht der Photosphre elective Ab- 

 sorption aus, und erzeugen so die Pausende von 

 dunklen Linien im Sonneuspectrum und verratheu da- 

 durch dem Spectroskope ihr Dasein. 



Hierber verbreitet sich nun in ungeheurer Aus- 

 dehnung die eigentliche Sonnenatmosphre, be- 



stehend aus Wasserstoff und aus zwei Gasen von 

 noch geringerem Atomgewicht, deren Existenz bisher 

 auf der Erde nicht hat nachgewiesen werden knnen. 

 Andere leichte Metalle, wie Natrium, Magnesium etc., 

 werden nur zuweilen in Form von Protuberanzen in 

 die eigentliche Sonnenatmosphre hineingerisseu. Bei 

 totalen Sonnenfinsternissen zeigt sich die Sonnen- 

 atmosphre als Corona in einer Ausdehnung, die weit 

 den Durchmesser des Sonnenkrpers berschreitet. 



Wenn wir uns nun fragen, wie die Aenderungen 

 zu denken sind, die sowohl bei strkerer Erhitzung 

 der Sonne als bei weiterer Abkhlung eintreten 

 wrden, wenn wir uns also berlegen, wie die Sonne 

 frher beschaffen gewesen ist, und wie sie weiterhin 

 werden wird, so ist die Antwort nicht so sehr 

 schwierig, und wir werden sie durch die spectral- 

 analy tische Untersuchung der Fixsterne beantwortet 

 finden. 



Wir wollen deshalb nun zu der Klassifikation der 

 Sternspectra bergehen, welche von II. C.Vogel auf- 

 gestellt worden ist, und die, wie oben angedeutet, auf 

 der Annahme beruht, dass die Unterschiede, wie sie 

 die Fixsternspectra zeigen, erklrbar sind durch den 

 Entwickelungsgang, den ein einzelner Stern durch- 

 zumachen hat. Das Gebiet, welches wir hier betreten, 

 und welches gleichsam als die Entwickelungsgeschichte 

 der Fixsterne zu bezeichnen ist, verlockt dazu, auch 

 noch weiter zu gehen und auch den Uebergang von 

 den Nebelflecken zu den Fixsternen zu suchen. Mau 

 wrde aber hiermit das Gebiet der vagen Hypothesen 

 betreten, und wir wollen uns deshalb nur auf die als 

 fertige Sterne zu betrachtenden Gestirne beschrnken. 



Als erste Stufe des Lebensalters eines Fixsternes 

 ist der Zustand zu bezeichnen, wie ihn die Sterne 

 der ersten Klasse aufweisen , derjenigen Sterne, 

 welche dem Auge als vllig weiss, oder gar etwas 

 blulich erscheinen. Die Spectra dieser Gestirne 

 zeigen sich zunchst continuirlich vom Roth bis weit 

 in das Ultraviolett hinein. Die grosse Intensitt der 

 brechbareren Strahlen deutet auf eine ganz enorme 

 Temperatur der leuchtenden Schicht oder Photosphre 

 solcher Sterne hin. 



Von dieser Klasse enthlt die Unterabtheilung c 

 solche Sterne, auf deren continuirlichem Spectrum 

 die Wasserstoff linien, sowie die Linie D 3 sie 

 entspricht einem der bei Gelegenheit der Sonne er- 

 whnten, auf unserer Erde nicht vorkommenden Gase, 

 die noch leichter als Wasserstoff sind hell er- 

 scheinen. Man muss annehmen, dass der eigentliche 

 Kern dieser Sterne im Verhltniss zur Ausdehnung 

 ihrer mchtigen Atmosphre sehr klein ist. Das 

 vom Kern herrhrende , weisse Licht erleidet in 

 der Wasserstoffatmosphre, wie immer, eine elective 

 Absorption, aber das Licht, welches die unter un- 

 geheurer Pressung stehende Wasserstoffatinosphre 

 aussendet, berstrahlt das Licht des Kernes und 

 auch die Wirkung der Absorption; die Linien des 

 Wasserstoffes erscheinen hell. Entsprechend dem 

 enormen Druck der Wasserstoffatmosphre sind die 

 Linien natrlich sehr breit und verwaschen, und die 



