Nn. 17. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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werden. Am 16. Mai erkannte nmlich Huggins 

 einen ganz schwachen Nebel, der sich um den neuen 

 Stern herum ausbreitete, von nach aussen allmalig 

 abnehmender Helligkeit. Bei benachbarten Sternen 

 konnte eine hnliche Ncbelhlle nicht wahrgenommen 

 werden. 



Es wrde nun allein noch zu erklren sein, woher 

 der pltzliche Ausbruch eines schon soweit abgekhlten 

 Sternes verursacht werden kann, und auch hierber 

 lst sich eine recht plausible Hypothese aufstellen. 



Es ist aus den spectralanalytischeu Beobachtungen 

 bekannt, dass schon bei den Sternen der dritten 

 Klasse chemische Verbindungen auftreten; um so 

 mehr wird dies bei den noch weiter abgekhlten, 

 unsichtbaren Sternen der Fall sein. Es ist aber 

 keine Frage, dass im Inneren solcher Sterne noch 

 eine ganz enorme Temperatur herrschen muss, jeden- 

 falls eine so hohe, dass sich daselbst noch die Ele- 

 mente im Zustande der Dissociatiou befinden. Es 

 muss also nach der Oberflche zu eine gewisse Schicht 

 vorhanden sein , die auf der einen Seite von disso- 

 ciirten Elementen, auf der anderen wenigstens zum 

 Theil von chemischen Verbindungen umgeben ist. 

 Innerhalb dieser Schicht wird ein stndiger Ueber- 

 gang von dem einen in den andern Zustand statt- 

 finden, voraussichtlich gewhnlich innerhalb verhlt- 

 nissmssig geringer Mengen. 



Es ist aber nicht undenkbar, dass auch einmal 

 eine sehr betrchtliche Menge zweier Elemente etwas 

 ber den Dissociationspuukt herab abgekhlt ist, 

 ohne zu einer chemischen Vereinigung gelangt zu 

 sein, wie dies z. B. in Folge reichlicher Vermischung 

 mit einem anderen Gase geschehen knnte. Alsdann 

 knnte bei einer von irgend einem Punkte ausgehen- 

 den Vereinigung der beiden Elemente eine explosions- 

 artige Verbindung der ganzen Menge stattfinden, 

 und die hierbei frei werdende Wrme, sowie auch der 

 mechanische Effect der Explosion wrde alsdann die 

 Erscheinung eines neuen Sternes hervorrufen. 



Wir .wollen kurz noch einige Andeutungen ber 

 die Vertheiluug der Sterne der verschiedenen Spec- 

 tralklassen am Himmel geben. 



Die Resultate der in grossartigstem Maassstabe auf 

 der Cambridge (Nordamerika) Sternwarte unternom- 

 menen, spectroskopischen Durchmusterung sind noch 

 nicht abgeschlossen, dagegen ist bereits vor einigen 

 Jahren die spectroskopische Durchmusterung des 

 Himmels vom Aequator bis zu 20 nrdlicher Decli- 

 nation in Potsdam ausgefhrt worden, welche sich 

 ber alle Sterne bis zur 7 1 ._>. Gisseuklasse erstreckt, 

 unter unvollstndiger Hinzuziehung noch schwcherer 

 Sterne. 4051 Sterne sind in diesem Theile spectro- 

 skopisch untersucht worden, bei 349 konnte dieSpec- 

 tralklasse nicht mit Sicherheit festgestellt werden, 

 die brigen vertheilen sich wie folgt auf: 



Klasse 1 2165 Sterne 



II 1240 



., III 297 



Aus diesen Zahlen ist ersichtlich, dass die Anzahl 

 der Sterne von der I. bis III. Klasse sehr abnimmt, 



ein Resultat, welches durchaus verstndlich ist, wenn 

 man bedenkt, dass die Zeit, whrend welcher ein 

 Stern innerhalb einer Spectralklasse verweilt, immer 

 krzer wird, je mehr der Stern in seiner Abkhlung 

 vorgeschritten ist. Ein Stern braucht also voraus- 

 sichtlich von der Zeit seines Eintrittes in die dritte 

 Klasse bis zum Unsichtbarwerden eine geringere Zeit, 

 als sein Verweilen innerhalb der zweiten oder gar 

 der ersten Klasse dauert. 



Ihrer Lage am Himmel nach scheinen die Sterne 

 der verschiedenen Klassen recht regelmssig vertheilt 

 zu sein. Auffllig drfte nur der Umstand erscheinen, 

 dass gerade im Sternbilde des Schwans, in dem ja 

 auch eine Nova gefunden worden ist, eine Anzahl 

 recht interessanter" Sternspectra sich vorfindet, 

 d. h. Sterne der Klasse IIb, Sterne mit dunklen und 

 hellen Linien im Spectrum. 



B. Walter: Die Aenderungen des Fluores- 

 cenzvermgens mit der Concentration. 

 Ueber den Nachweis des Zerfallens von 

 Moleculargruppen in Lsungen durch 

 Fluor escenz- und Absorptionserschei- 

 nungen. (Aunalen der Physik, 1889, N. F., BanJ. XXXVI, 

 S. 502 und 518.) 

 In einer frher besprochenen Versuchsreihe (Rund- 

 schau III, 413) hatte Herr Walter gezeigt, dass das 

 Fuorescenzvermgen einer fluorescireuden Flssigkeit 

 mit wachsender Verdnnung unaufhrlich zunimmt. 

 Diesen Satz, der durch Beobachtungen mit zusammen- 

 gesetztem Lampen-Lichte gefunden worden war, hat 

 Verfasser zunchst durch Messungen zu sttzen ge- 

 sucht, welche in exaeter Weise nur bei Benutzung 

 monochromatischen Lichtes ausfhrbar waren. Hier- 

 bei haben sich nun , ausser einer Modifikation des 

 obigen Satzes, so interessante Beziehungen zu anderen 

 Erscheinungen der Molecularphysik ergeben , dass 

 auf diese Beobachtungen nher eingegangen werden 

 muss. 



Die Substanz, an welcher die geplanten Messungen 

 ausgefhrt werden sollten, war das Ammoniumsalz 

 des Fluorescei'ns. Die strkste Lsung,' die erhalten 

 werden konnte, aus gleichen Theilen kuflicher 

 Fluorescei'nsure und Ammoniakwasser bestehend, 

 sieht schwarz aus und zeigt keine Spur von Fluores- 

 cenz; bei lOOfacher Verdnnung zeigte dieselbe die 

 erste messbare Fluorescenz, und diese Lsung galt 

 bei den Versuchen als die concentrirteste; die weiteren 

 Verdnnungsgrade wurden dann so hergestellt, dass 

 die folgende Lsung stets die Hlfte der Substanz 

 von der vorhergehenden enthielt; die verdnnteste 

 hatte einen Theil Fluoresceiu in sechs Millionen 

 Wasser. 



Die Versuche wurden so ausgefhrt, dass vom 

 Heliostaten reflectirtes Sonnenlicht durch einen Spalt 

 in einem dunklen Zimmer auf ein Prisma fiel, das 

 gebildete Spectrum von einer Linse auf einen Schirm 

 geworfen wurde, in welchem ein verschiebbarer Spalt 

 einen Theil monochromatischen Lichtes hindurchliess, 

 welches von einer Linse parallel gemacht zwei gleich 



