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Naturwissensch a ftli che Rundschau. 



No. 2t 



trunis berstrahlt", nicht zusammenfllt mit der hell- 

 sten Nebellinie, und da die nchste charakteristischste 

 Gruppe dieses Spectrums, der Drilling bei 3722, 3724 

 und 3730 nach Liveiug und Dewar, in den Photo- 

 graphien zu fehlen scheint, knnen wir schliessen, 

 dass das merkwrdige Spectrum der Gasnebel nicht 

 hervorgebracht wird durch brennendes Magnesium. 



Ich inuss erwhnen, dass Herr Lockyer noch 

 eine andere gelegentlich in (iasnebeln gesehene Linie 

 dem Flammeuspectrum des Magnesiums zuschreibt, 

 nmlich eine sehr blasse Linie bei etwa A 4700. Nun 

 erscheint nach meiner Erfahrung eine Magnesium-Linie 

 an dieser Stelle nur im Funken und Bogen, einem 

 Zustande des Spectrums, bei dem die Linien bei b 

 sehr auffllig sind und die Bande bei A 5006,5 ge- 

 whnlich fehlt. Wenn jedoch der Funke in Magne- 

 siumchlorid erzeugt wird, dann ist unter manchen 

 Bedingungen die Bande anwesend, aber der Drilling 

 bei b ist immer hell. Ich fragte daher Professor 

 Liveing um Rath, und er sagte: Ich habe nie- 

 mals die Linie bei A 4703 im Spectrum der Magne- 

 siumflamme gesehen. Da sie im Bogen und Fuukeu 

 eiue auffllige Linie ist, suchten wir sie in der 

 Flamme, aber wir fanden sie nicht." 



Mit Bezug auf die zweite Nebellinie bei 4957 sagi 

 Herr Lockyer: Die Linien bei 500 und 495 sah 

 man im Lichte des Dhurmsala-Meteoriten , wenn er 

 erhitzt worden , aber die Quelle von 495 ist noch 

 nicht bestimmt worden." Und weiter: Ich muss 

 hinzufgen, dass die Linie bei 495 viel seltener auf- 

 tritt, als die eine bei 500 bei dem Glhen des Meteo- 

 riten." In der Zeichnung auf derselben Seite wird 

 diese Linie zusammenfallend mit der Nebelliuie dar- 

 gestellt. 



Der Umstand, dass eine Linie bis 495 erscheint, 

 kann bei Bercksichtigung der grossen Zahl von 

 Spectrallinien kaum aufgefasst werden als zu der 

 Vermuthung fhrend, dass das Material, von welchem 

 sie im Meteoriten herrhrt, dasselbe ist, wie das in 

 den Nebeln anwesende, welches die Linie bei 4957 

 giebt. Wenn gezeigt werden knnte, dass die unbe- 

 kannte Substanz im Meteoriten eine Linie erzeugte 

 genau an der Stelle der Nebellinie, nmlich bei 

 A 4957, in dem Falle wrde die Beobachtung ge- 

 ngende Bedeutung haben, um es wnschenswerth 

 zu machen, das Spectrum das Meteoriten direct mit 

 dem des Nebels zu vergleichen. 



Linien, die im Spectrum des Nebels beob- 

 achtet und photographirt sind: 

 Von Dr. Copeland gemessene 



Linie, wahrscheinlich D 3 . . . >. ">s74.o 



Hellste Linie 5004,0 bis 5004,8 



Zweite Linie 4957.0 



Dritte Linie 11 4860,7 



Vierte Linie II y 4340,1 



Von Dr. Copeland gemessene 



Linie 4476,0 



Starke Linie in den Photographien 



von 1882 und 1SS8 . . . etwa :;724,<> 

 Linie in den Photographien von 



1888 etwa 3709/1 



Cheinische Bedeutung der Linien. 



Bis ich mehr Photographien erhalten kann , die 

 von verschiedenen Theilen des Nebels genommen sind, 

 wnsche ich aufgefasst zu werden, als spreche ich 

 ber diesen Punkt mit viel Zurckhaltung und nur 

 vorlufig. Wir wissen sicher, dass zwei Linien vom 

 Wasserstoff herrhren. Die Feinheit dieser Linien 

 deutet auf eiue hohe Temperatur und einen Zustand 

 grosser Verdnnung des Wasserstoffes, von dem das 

 Licht ausstrahlt. Dieser Zustand des Wasserstoffes 

 kann uns einen Schlssel bieten zur wahrschein- 

 lichen Deutung der anderen Linien. Diese mgen 

 von Substanzen von sehr niedriger Dampfdichte und 

 unter Molecularzustnden herrhren, welche mit sehr 

 hoher Temperatur vertrglich sind. Mit dieser An- 

 schauung stimmt es, dass die jngsten Messungen 

 von Dr. Copeland, die seitdem von Herrn Taylor 

 besttigt worden, mit grosser Wahrscheinlichkeit 

 zeigen , dass die als D :) bekannte Linie , von der an- 

 genommen worden, dass sie eine Substanz von sehr 

 niedriger Dampfdichte andeute, die nur in den heisse- 

 sten Theilen der Sonne auftritt, im Nebelspectruni 

 vorkommt. Die grosse Einfachheit der drei Linien- 

 paare in der Photographie von 1889 lsst eine Substanz 

 von hnlicher chemischer Beschaffenheit vermuthen. 



Wenn Wasserstoff mit der Hlfte seiner Dampf- 

 dichte existiren kann, in einem Molecl von nur 

 einem Atom, knnten wir vielleicht erwarten, ihn in 

 einigen von diesen Himmelskrpern zu finden, aber vor- 

 lufig wissen wir nicht, wie sein Spectrum in diesem 

 Zustande sein wird. Es wre mglich, dass wir nach 

 anderen Molecularzustnden unserer Elemente als 

 die, welche wir kennen, suchen mssen zur Erkl- 

 rung mancher Linien dieser Krper. 



