No. 23. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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K. W. Mander : Spectroskopisohe B e o b a c h - 



tuugen verschiedein ir Sterne und Kometen 

 auf der Sternwarte zu Greenwich in den 

 Jahren 1887 und 1888. (Monthly Notices of the 

 Royal Astronomical Society, L889, Vol. XUX, p. 800.) 



Im Anschluss an die Darstellung der bisherigen 

 Ergebnisse Bpectralanalytischer Beobachtungen an Fix- 

 sternen (Rasch. IV, 181, 209) werden die nachstehenden 

 Ergebnisse von besonderem Interesse sein , welche auf 

 der Sternwarte zu Greenwich an vernderlichen Sternen 

 gewonnen worden. Vorausgeschickt sei die Notiz, dass 

 die Eintheilung der Sternspectra von Secchi sich inso- 

 fern mit den Sternklasseu Vogel's deckt, dass Secchi's 

 Typus III ungefhr der Klasse III a und der Typus IV 

 der Klasse III b entspricht. 



I. y Cassiopeiae und Lyrae. Zweck der Beob- 

 achtungen war, festzustellen, ob in den Spectreu dieser 

 beiden Sterne helle Linien vorkommen und ob deren 

 Helligkeit sich ndere; ferner sollte die Wellenlnge 

 der hellen Linie bei D gemessen werden , von welcher 

 angenommen wird, dass sie die Linie D 3 (Helium) sei. Die 

 Resultate der Untersuchung waren die folgenden: 



1) Die Spectra beider Sterne zeigen drei helle 

 Linien, welche in ihrer Helligkeit vernderlich sind. 

 In dem Spectrum von y Cassiopeiae ndern sich aber 

 die drei hellen Linien weder gleichzeitig noch in der- 

 selben Weise. Bei Lyrae waren die Beobachtungen 

 nicht gengend, um einen bestimmten Schluss zu ge- 

 statten ; sie widersprechen aber nicht einer gleich- 

 zeitigen Aenderuug aller drei beobachteten Linien. 



2) Von den drei hellen Linien sind zwei die Linien 

 ( und F, d. h. die erste und die zweite Wasserstoff- 

 Linie. Die Messungen, welche ber die Lage der dritten 

 hellen Linie im Spectrum von Lyrae ausgefhrt 

 wurden, ergaben im Mittel 5874,26 Zehnmilliontel Milli- 

 meter; dies deutet also darauf hin, dass sie die soge- 

 nannte Heliumlinie D 3 ist. Ihr Aussehen das einer 

 schmalen, scharfen und gut begrenzten Linie stimmt 

 gleichfalls mit dieser Auffassung. 



3) Die Beobachtungen von Lyrae gengen nicht 

 zum Beweise, dass die Schwankungen in der Helligkeit 

 der Linie I) 3 in derselben Periode stattrinden, wie die 

 Aenderungen der Helligkeit des Sternes selbst; doch 

 stehen sie auch nicht im Widerspruch mit einer der- 

 artigen Beziehung. Zhlt mau von dem nchst vorange- 

 gangenen Hauptmiuimum des Sternes, so war die Linie D 3 

 nach 4 Tagn und 6 Stunden massig hell ; nach 5 Tagen 

 11 Stunden hell; nach 7d 11h sehr hell; nach 9d9h blass; 

 nach 9 d 14 h sehr blass und nach 11 d 17 h unsichtbar. Da 

 das seeuudre Minimum des Sternes 6d 11 h nach dem 

 Hauptminimum und das dem seeundren Minimum fol- 

 gende Maximum etwa 9 d 16 1 '> h nach dem Hauptmiuimuin 

 eintritt, so zeigen die Beobachtungen der Linie D 3 , 

 dass ihre grsste Helligkeit bald nach dem seeundren 

 Minimum des Sternes auftritt, und dass sie dann ab- 

 nimmt bis zu einem Minimum, das kurz nach dem 

 zweiten Maximum des Sternes sich zeigt. 



4) Die Linie D 3 ist die auffallendste helle Linie im 

 Spectrum von Lyrae, aber in dem von y Cassiopeiae 

 ist es eutweder C oder F. 



II. Sterne mit Spectren des dritten Typus Secchi's. 

 Herr Mauader berichtet zunchst ausfuhrlich ber die 

 Beobachtungen des vernderlichen Sternes Mira o Ceti, 

 in dessen Spectrum er ausser den Absorptionsstreifeu 

 auch eine helle Linie im Violett, wahrscheinlich die 

 dritte Wasserstoff linie, gesehen hat; die Wellenlnge 

 derselben war im Mittel aus 12 Messungen gleich 4343.4. 

 Die Linien D 3 und !' wurden vergeblich aufgesucht. 

 Besonders werthvoll sind die Messungen der Lage der 



Absorptionsstreifen, welche in einer Tabelle zusammen- 

 gestellt sind; sie beziehen sich auf die Sterne: Oriouis, 

 ,i Pegasi, Persei, Herculis und o Ceti. Wir knnen 

 nur die Mittelwerthe dieser Tabelle wiedergeben und 

 bemerken, dass die angegebeneu Wellenlngen den nach 

 dem rotheu Ende gekehrten Rndern der dunklen 

 Absorptionsstreifen entsprechen; bei einem Streifen ist 

 auch der zweite Rand gemessen, dieser Werth ist durch 

 eine Klammer bezeichnet. Die dunklen Ruder in den 

 Spectreu der Sterne des dritten Typus haben nach den 

 Messungen au den genannten vier Sternen folgende 

 Lagen: 6554; 6163; 6050; 5861; (5825); 5757; 5599; 

 5449; 5258; 5166; 4955; 4765; 4602; 4388. 



III. Die Sterne P. und R. Cygni. Auch bei diesen 

 Vernderlichen war der Zweck der Untersuchung das 

 Auffinden heller Linien. R Cygni zeigte am 21. Septbr. 

 1888 helle Linien bei D 3 und bei F, doch konnten wegen 

 pltzlicher Wolkenbildung keine Messungen ausgefhrt 

 werden. Am 1. October wurde nur die Linie F hell 

 gesehen, ihre Wellenlnge wurde gemessen und = 4866 

 trefundeu. Sonst glich das Spectrum dem der Sterne 

 von Secchi's viertem Typus; es war durchsetzt von 

 schattigen, dunklen Banden, welche scharf und dunkel 

 waren an ihrer weniger brechbaren Seite und ver- 

 schwommen nach dem Violett. P. Cygni wurde am 

 1. October beobachtet; sein Spectrum zeigte eine ein- 

 zige an den Rndern etwas verwaschene, helle Linie, 

 deren Wellenlnge = 4858,4 gemessen wurde. Andere 

 helle Linien waren nicht sichtbar. 



. IV. Kometen. Der Komet 1888 a (Sawerthal) 

 wurde am 10., 19. April uud 3. Mai beobachtet. Das 

 Spectrum war fast ganz coutinuirlich, aber am 19. April 

 wurden zwei sehr blasse, helle Streifen entdeckt, nahezu, 

 wenn nicht ganz zusammenfallend mit den Banden im 

 Grn und Gelb des Spectrums einer Bunsen- Flamme. 

 Der Streifen im Grn wurde direct verglichen und Hess 

 keinen Zweifel ber das Zusammenfallen zurck. Der 

 dritte Kohlenstoffstreifen der im Blau wurde nicht 

 iranz befriedigend ermittelt , aber seine Anwesenheit 

 wurde vermuthet aus einer geringen localen Erhellung 

 des continuirlichen Spectrums. Am 3. Mai war keine 

 Spur des gelben und blauen Streifens im Kometen- 

 spectrum zu entdecken, und die Anwesenheit des grnen 

 Streifens konnte nur sehr schwach vermuthet werden. 

 Das Spectrum des Kometen war factisch ganz couti- 

 nuirlich ; es endete ziemlich pltzlich bei D. Das Spec- 

 trum des Schweifes wurde auf einen bedeutenden Ab- 

 stand vom Kopfe verfolgt; es unterschied sich aber von 

 dem des Kernes nur durch eine grssere Blsse. 



Der Komet 1888 e (Barnard, September 2.) wurde 

 am 27. November beobachtet. Das Spectrum war fast 

 ganz continuirlich. Durch vorsichtiges Verengern des 

 Spaltes am Spectroskop war es mglich zu erkennen, 

 dass eine locale, schlecht begrenzte Erhellung vorhanden 

 war, nahezu entsprechend der grilen Kohlenstoff-Bande, 

 aber offenbar weiter nach dem Blau hin. Wurde der 

 Spalt noch mehr verengert, dann verschwand die Er- 

 hellung und mau sah nur das continuirliche Spectrum. 

 Die blasseren Theile ausserhalb des Kernes gaben mit 

 dem schmalen Spalt berhaupt kein Spectrum. Der 

 Nachweis, dass ausser dem reinen continuirlichen Spec- 

 trum noch etwas vorhanden sei, war nur sehr unsicher. 



H. Krause: Ueber Adsorption und Condensation 

 von Kohlensure an blanken Glasflchen. 

 (Annalen der Physik, 1889, Band XXXVI, S. 923.) 

 Die Fhigkeit des Glases, an seiner Oberflche be- 

 deutende Mengen von Kohlensure zu condensiren, ist 

 von Bunsen eingehend, wenn auch nicht Widerspruchs- 



