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Naturwissenschaftliche Rund schau. 



No. 23. 



den ; in einer vierten Klasse desselben sind die Wasser- 

 stofflinien hell statt dunkel. I>ieses Spectrum scheint 

 charakteristisch für die veränderlichen Sterne mit 

 langer Periode, wenn sie ihrem Maximum nahe sind. 

 Dasselbe hat zur Entdeckung mehrerer neuer ver- 

 änderlicher Sterne geführt und ist bei vielen unter 

 den bekannten Veränderlichen bestätigt worden. 

 Geringe Besonderheiten machen sich in den Spectren 

 vieler Sterne bemerkbar, so dass sie nicht in eine 

 strenge Reihenfolge gebracht werden können; aber 

 diese Abweichungen reichen nicht aus, das allgemeine 

 Gesetz zu ändern. Die Zahl der Sterne, die in die 

 obige Klassifikation nicht eingeordnet werden können, 

 ist sehr klein. Einige wenige Sterne, wie y Cassio- 

 peiae, ß Lyrae und oCentauri sind den Sternen des 

 Orion-Typus ähnlich, aber mehrere von ihren Linien 

 sind hell statt dunkel. Sterne des vierten Typus, 

 deren Spectra mit dem des Kohlenstoffs identisch zu 

 sein scheinen, sind in die obige Klassification nicht 

 aufgenommen. Andere Sterne, deren Spectra haupt- 

 sächlich aus hellen Linien bestehen , ähnlich denen 

 der planetarischen Nebel, können mit diesen in eine 

 fünfte Klasse gebracht werden. Es scheint auch, 

 dass die Lage der Linien in beiden Fällen wahr- 

 scheinlich identisch ist mit der der entsprechenden 

 Linien in den Sternen des Orion-Typus." 



Ueber die Vertheilung der Sterne im Räume 

 schreibt Herr Pickering: „Es scheint, dass die An- 

 zahl der Sterne des zweiten und dritten Typus nahezu 

 dieselbe ist in der Milchstrasse wie in den anderen 

 Theilen des Himmels. Betrachtet man daher nur 

 die Sterne, deren Spectra dem der Sonne gleichen, 

 so werden wir sie nahezu gleich vertheilt am Himmel 

 finden. Die Sterue der Klasse A hingegen sind 

 doppelt so zahlreich in dem Gebiet (M), durch das 

 die Milchstrasse hindurchgeht, als in der Gegend (N), 

 einer gleichen Fläche weit ab von der Milchstrasse, 

 und bei den Sternen der Klasse B ist dies Verhältniss 

 grösser als vier. Die Milchstrasse ist daher eine An- 

 häufung von Sternen des ersten Typus, einer Klasse, 

 mit welcher die Sonne in Bezug ihres Spectrums 

 keine Aehnlichkeit zu haben scheint. Spectra der 

 Klasse B scheinen sich noch inniger der Gegend der 

 Milchstrasse anzuschliessen, obwohl sie wahrscheinlich 

 nicht hinreichend zahlreich sind, um das Licht derselben 

 wesentlich zu beeinflussen. Die Milchstrasse muss 

 daher aufgefasst werden als ein gesonderter Haufen 

 von Sternen, zu welchen, wegen ihrer Zusammen- 

 setzung oder ihres Alters, die Sonne nicht zu gehören 

 scheint." 



Der Katalog selbst enthält von 1 900 Sternen 

 den Ort, eine Vergleiehung mit anderen Sternkatalogen, 

 die Zahl und Intensität der photographirten Spectral- 

 linien und ihre Klasse. Ausserdem sind Vergleiche 

 zwischen den photographirten und den optisch beob- 

 achteten Spectren angestellt. Das gesammte massen- 

 hafte Beobachtungsmaterial hat, abgesehen von den 

 vorstehend angeführten allgemeinen Gesichtspunkten, 

 zunächst noch ein ausschliesslich astronomisches 

 Interesse. 



E. Pringsheim: Das Kirchhoff sehe Gesetz und 

 die Strahlung der Gase. I. Die Strahlung 

 des Natriums. (Annalen der Physik, 1892, N. F., 

 Bd. XLV, S. 428.) 



Nach dem K irchh off sehen Gesetz absorbiren 

 leuchtende Körper bekanntlich besonders stark Licht 

 von derjenigen Wellenlänge, für welche ihr Emissions- 

 spectrum ein Maximum zeigt; diese Eigenschaft ist be- 

 sonders wichtig für die Gase, da diese ganz charak- 

 teristische Emissionsspectra besitzen. Nun gilt aber 

 das Kirchhoff sehe Gesetz nicht für alle Arten des 

 Leuchtens, sondern nur für diejenigen Vorgänge, bei 

 denen die Lichtemissiou lediglich eine Function der 

 Temperatur ist. Ob diese Bedingung stets erfüllt 

 ist bei den gewöhnlichen Methoden zur Erzeugung 

 der Gasspectra, ist keineswegs von vornherein sicher. 

 Es können elektrische und chemische Processe beim 

 Glühen von Gasen und Dämpfen in der Geissler'- 

 schen Röhre, im Flammenbogen, im Funken und in der 

 Flamme eine sehr hervorragende, vielleicht die einzig 

 maassgebende Rolle spielen; auch, wenn man in 

 einer nicht leuchtenden Bunsenflamme eine fremde 

 Substanz, z. B. Natrium, zum Leuchten bringt, ist es 

 fraglich, ob das gelbe, von der Flamme ausgestrahlte 

 Licht lediglich dadurch entsteht, dass metallischer 

 Natriumdampf durch Wärme bis zur Glühtemperatur 

 erhitzt wird; die zweifellos in der Natriumflamme 

 stattfindende Oxydation des Metalles könnte chemi- 

 sches Leuchten veranlassen. Auf der anderen Seite 

 ist es noch gar nicht erwiesen , ob Gase überhaupt 

 durch Erhitzen leuchtend gemacht werden können; 

 W. Siemens hat vielmehr gezeigt (1883), dass Sauer- 

 stoff, Kohlensäure, Stickstoff und Wasserstoff bei einer 

 Temperatur von mehr als 1500°C. keine Lichtstrahlen 

 aussenden. 



Zwei wichtige Fragen über das Leuchten der 

 Gase sind daher in erster Reihe zu lösen; nämlich 

 1. haben die Gase die Fähigkeit, durch blosse Tempe- 

 raturerhöhung leuchtend zu werden ? 2. kann man 

 gasförmige Lichtquellen herstellen, welche den Be- 

 dingungen des Kirchhoff sehen Gesetzes genügen? 

 Eine Verneinung der ersten Frage hat offenbar sofort 

 die Erledigung der zweiten zur Folge, und eine Be- 

 jahung der zweiten Frage bejaht auch die erste. 



Herr Pringsheim hat zur Beantwortung dieser 

 Fragen zunächst solche Gase ins Auge gefasst, welche 

 besonders leicht und bequem schon bei niedrigen 

 Temperaturen zum intensiven Leuchten gebracht 

 werden und ein charakteristisches Spectrum geben ; 

 er begann seine Versuche mit Natrium. Dasselbe 

 wurde in einem Chamotterohre erhitzt, dessen Enden 

 mit Glasplatten verschlossen waren, und welches durch 

 eine Verbindung mittelst eines Vierwegehahns bald 

 mit einem Kohlensäure- oder einem Stickstoff- Gaso- 

 meter, bald mit einer Luftpumpe verbunden, bezw. 

 ganz abgeschlossen werden konnte. Die zu erhitzende 

 Substanz wurde in Porcellanschiffchen in das Innere 

 der Röhre gestellt , und das Innere des glühenden 

 Porcellanrohres wurde spectroskopisch untersucht. 

 Zur Untersuchung des Absorptionsspectrums befand 



