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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 24. 



Die mikrometrischen Messungen dieser Linie von 

 d'Arrest, Vogel und Copeland stimmen gut mit 

 diesem Wertbe : d'Arrest's Mittelwerth ist A 5004, 

 Vogel's A 5004 und Copeland's A 5004. 



b) Zweite Linie. 1872 behauptete ich, dass ich 

 durch Vergleichung mit einer Baryuinlinie und dann 

 mit einer Eisenlinie gefunden habe, dass diese Linie 

 eine Wellenlnge von 



A 4957,0 2) 



hat. d'Arrest's Mittelwerth aus mikrometrischen 

 Messungen ist A 4956,0 und Copeland's 4958,0. 



c) Dritte Linie. In meiner Original-Abhandlung 

 Ueber die Spectra einiger Nebel" vom Jahre 1864 

 zeigte ich durch directe Vergleichung mit Wasserstoff, 

 dass diese Linie zweifellos die Linie dieses Gases bei 

 F des Sonnenspectrums ist. Diese Beobachtung 

 wurde spter wiederholt und ist durch die Photo- 

 graphien von 18.82 und 1888 besttigt worden. Die 

 Wellenlnge dieser Linie ist somit 



A 4860,7 3) 



d'Arrest's Werth aus Messungen ist 4860,6 und 

 Copeland's 4861,(1. 



d) Vierte Linie. 1872 behauptete ich, dass ich 

 mich berzeugt habe von dem Zusammenfallen dieser 

 Linie mit Hj', aber wegen ihrer Schwche gewhrt 

 es hohe Befriedigung, diese Beobachtung besttigt 

 zu finden durch die Photographien von 1888 und 

 1889. Es kann somit kein Zweifel sein, dass dies 

 eine Wasserstofflinie ist und dass ihre Wellenlnge 



A 4340,1 4) 



ist. Copeland's Mittelwerth ist 4342,0. 



Dr. Copeland 1 ) giebt Messungen von zwei 

 noch blasseren Linien , welche er in diesem Nebel 

 gesehen, nmlich einer bei A 5874, vielleicht zu- 

 sammenfallend mit D 3 , und einer Linie bei A 4476. 

 Ich verschiebe die Betrachtung dieser und anderer 

 schwacher Linien, welche ich oft vermuthet habe in 

 dem schwachen, continuirlichen Spectrura, weil ich in 

 Folge der grossen Anstrengung der Augen bei meiner 

 jngsten directen Vergleichung des Nebelspectrums 

 mit dem Spectrum des brennenden Magnesiums nicht 

 im Stande war , in den wenigen schnen Nchten, 

 wo Orion eine gnstige Stellung hatte, eine Prfung 

 dieser sehr schwachen Linien zu unternehmen. 



Ve r g 1 e i c h u u g e n mit dem S p e c t r u m der 

 Magnesium-Flamme. 



In seiner Abhandlung ber Schmidt's Nova 

 Cygni bemerkte Dr. Copeland 1882 in einer An- 

 merkung, dass es bemerkenswerth ist, dass diese 

 Linie (A 5006,5 des brennenden Magnesiums) fast 

 absolut zusammenfllt mit der hellsten Linie in den 

 planetaren Nebeln". 



Diese Linie nmlich , der hellste Rand der ersten 

 Bande im Spectrum der Magnesinmflainme, liegt sehr 

 nahe der hellsten Nebellinie. Wir haben gesehen, 

 dass die Wellenlnge dieser Linie 1) des Nebels 5004,6 



') Rdaeh. III, 500. 



bis 5004,8 ist; die Wellenlnge des Endes der Mag- 

 nesiumoxyd - Bande ist nun 5006,5, folglich fllt sie 

 nicht mit der Nebelliuie zusammen, sondern auf ihre 

 weniger brechbare Seite in einen Abstand von nahezu 

 A 0O02 von dieser Linie. 



Die Wellenlnge des Randes der Bande der Mag- 

 nesiumflamme ist nach der Bestimmung von Lecoq 

 de Boisbaudran A 5006,0, von Watts A 5006,5, 

 von Liveing und Dewar A 5006,4. Ich habe jngst 

 die Lage des Endes der Bande wieder bestimmt 

 durch directe Vergleichung mit der Sonnen - Eisen- 

 linie, die von Angstrm zu A 5006,58 angegeben 

 ist. Mein Resultat stellt die Baudenlinie der Mag- 

 nesiumflamme in A 5006,5. 



In einer vor der Royal Society 1887 gelesenen 

 Abhandlung sagt Herr Lockyer 1 ): Nur sieben 

 Linien sind im Ganzen bis jetzt in den Spectreu der 

 Nebel erwhnt worden, von denen drei zusammen- 

 fallen mit den Linien im Spectrum des Wasserstoffes 

 und drei den Linien des Magnesiums entsprechen. Die 

 reprsentirten Magnesiumlinien sind die ultraviolette 

 Linie niedriger Temperatur bei 373, die Linie bei 

 470 und der Rest der Magnesium -Bande bei 500, 

 des hellsten Theiles des Spectrums bei der Tem- 

 peratur des Bunsen-Brenners". Auf Seite 137 sagt 

 Herr Lockyer: In den Nebeln haben wir es vor- 

 zugsweise mit Linien zu thun , die man im Mag- 

 nesium -Spectrum bei der niedrigsten Temperatur 

 sieht." 



In einer spteren Abhandlung 1888 behauptet 

 Herr Lockyer: In einer der Royal Society am 

 15. November 1887 mitgetheilten Abhandlung zeigte 

 ich , dass die Nebel aus einzelnen Meteoriten be- 

 stehen , deren Zusammeustsse eine Temperatur- 

 erhhung hervorbringen, die ausreicht, einen ihrer 

 Hauptbestandtheile das Magnesium leuchtend 

 zu macheu. Dieser Schluss wurde erzielt aus den 

 Thatsachen , dass die hauptschlichsten Nebellinien 

 in ihrer Lage zusammenfallen mit der Cannelirung 

 und mit den Linien, die man im Bunsen-Brenuer siebt, 

 wenn Magnesium eingefhrt wird, und dass die Can- 

 nelirung viel heller ist bei dieser Temperatur als fast 

 irgend eine andere Spectrallinie oder Cannelirung 

 irgend eines Elementes." 



Obwohl die Zahl der directen Vergleichungen, 

 welche ich von der hellsten Linie im Nebel mit Nj 

 und mit der Bleilinie ausgefhrt, nicht zu sprechen 

 von den zustimmenden Resultaten der mikrometri- 

 schen Messungen anderer Beobachter, keinen Zweifel 

 in mir zurckliess, dass diese Linie nicht zusammen- 

 fallen knne mit dem Reste der Magnesium-Canneli- 

 rung bei 500" , die in Wirklichkeit bei 5006,5 liegt, 

 hielt ich es doch fr wnschenswerth wegen der 

 wichtigen theoretischen Schlsse, die Herr Lockyer 

 auf seine Behauptung ihres Zusammenfallcns und 

 auf das der photographischen Linie bei 3730 mit der 

 nchst strksten Gruppe des Spectrums brennenden 

 Magnesiums gesttzt hat, den mhsamen Versuch zu 



] ) Vergl. das Referat, Rasch. III, 93. 



