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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 32. 



Linie könne wirklich Hß sein, während der weniger 

 helle Theil nach dein Roth zu eine Linie irgend einer 

 anderen Substanz sei, die in die Nähe fällt. Spätere 

 Beobachtungen der Wasserstofflinien in dem Stern 

 Hessen jedoch keinen Zweifel, dass, obgleich sie die un- 

 gewöhnliche Eigenschaft, doppelt und manchmal drei- 

 fach zu sein , zeigten , sie doch ausschliesslich vom 

 Wasserstoff herrührten. Diese Linien waren ziemlich 

 breit, aber scharf, besonders an dem brechbareren 

 Rande. Aehnlich wie man es im Spectrum des irdi- 

 schen Wasserstoffes beobachtet hat, war C schmaler 

 als die Linie F, welche wieder weniger breit als H r 

 nahe bei G war. 



Die merkwürdige Erscheinung zeigte Bich, dass 

 alle hellen Wasserstofflinieu und einige andere hellen 

 Linien durch eine dunkle Absorptionslinie desselben 

 Gases an der blauen Seite gespialten waren. Die 

 Verschiebung der dunklen Wasserstofflinien nach dem 

 Blau deutete auf eine Geschwindigkeit der Annähe- 

 rung dieses kühleren Gases, die etwas grösser war 

 als das Zurückweichen des Gases, welches die hellen 

 Linien ausstrahlte. Wir schätzten die relative Ge- 

 schwindigkeit auf ungefähr 550 engl. Meilen in der 

 Secunde , was auch übereinstimmt mit dem Resultat, 

 welches Prof. Vogel durch das Messen seiner Photo- 

 graphien erhalten hat. 



So weit unsere Instrumente es uns ermöglichten, 

 diesen Punkt zu bestimmen unter dem ungünstigen 

 Umstände des schnell erbleichenden Lichtes des 

 Sternes, fand keine grosse Aenderung in der relativen 

 Bewegung der die hellen und dunklen Linien hervor- 

 bringenden Gase vom 2. Februar bis etwa zum T.März 

 statt; dann wurde das Sternlicht zu schwach für 

 solche Beobachtungen. P]in Resultat, welches, wie 

 wir glauben, in Uebereinstimmung ist mit späteren 

 Photographien, die in Potsdam, Cambridge (U. S.), 

 Stonyhurst und einigen anderen Observatorien auf- 

 genommen wurden. 



Vergleichung mit Natrium. Eine helle Linie, 

 die sich uns bei einer Gelegenheit vorübergehend 

 als doppelte zeigte, erschien etwa an der Stelle 

 von I). Directe Vergleiche mit einer Natriumflamme, 

 die keinen Zweifel Hessen, dass die Linie von die- 

 ser Substanz herrührt, zeigten, dass sie, ebenso 

 wie die hellen Wasserstofflinien, nach dem Roth zu 

 verschoben war. Vielleicht ist es gut, wenn wir er- 

 wähnen, dass wir damals den Eindruck hatten, dass 

 diese Linie relativ zum Natrium nicht in so hohem 

 Grade verschoben war wie die Linie F im Verhält- 

 niss zum Wasserstoff. Da der Vergleich in diesem 

 Theil des Spectrums schwieriger war und nur ein 

 Prisma benutzt wurde, legen wir dieser Beobachtung 

 keine Bedeutung bei. 



Vergleichungen mit Stickstoff und Blei. Es 

 ist kaum daran zu zweifeln, dass eine der vier hellen 

 Linien im Grün dieselbe Linie ist, die in der Nova 

 von 1876 erschien und damals für die Hauptnebel- 

 linie gehalten wurde. Es wurde grosse Sorgfalt an- 

 gewendet, um ihre Lage und Eigenschaft genau fest- 

 zustellen. 



Zu diesem Zwecke wurden am 2. und ferner am 

 3. Februar mit dem stärkeren Spectroskop directe Ver- 

 gleichungen der Sternlinie mit der hellsten , doppel- 

 ten Linie des Stickstoffspectrums und auch mit einer 

 Bleilinie angestellt, deren nahe relative Lage zu der 

 Nebellinie genau bekannt ist. Vergleichungen in 

 beiden Nächten und mit beiden Linien zeigten , dass 

 die Sternlinie unbestreitbar weniger brechbar war 

 als die Hauptnebellinie, und in einem viel höheren 

 Grade als die Verschiebung von F im Verhältniss zum 

 Wasserstoff. Zu demselben Resultat kamen Prof. 

 Young, Prof. Vogel, Dr. Campbell am Lick Ob- 

 servatory, Sedgreaves, Dr. Becker und M. Belo- 

 polsky in Pulkowa. Die Lage der Linie im Stern 

 ist etwa Ä 5014, und die Linie könnte wohl eine nahe 

 bei diesem Orte liegende Bein, welche oft am Sonnen- 

 rande hell erscheint. Es mag noch hinzugefügt werden, 

 dass, obgleich drei schwache helle Linien im Stern- 

 spectrum nicht weit von dem Orte der zweiten Nebel- 

 linie gesehen wurden , keine von ihnen für jene 

 Linie gehalten werden kann. In der That hat man 

 kein sicheres Zeugniss dafür, dass die Hauptnebellinie 

 ohne die zweite Linie vorkommt. In einigen Fällen 

 meiner früheren Beobachtungen der Nebel, in denen 

 ich das Spectrum als nur aus einer Linie bestehend 

 aufzeichnete, bin ich seitdem durch bessere Instru- 

 mente in den Stand gesetzt worden , die zweite und 

 dritte Linie ebenso gut zu sehen. Der Ursprung 

 der zweiten sowie der Hauptnebellinie ist nicht be- 

 kannt. Prof. Keeler hat gezeigt, dass die zweite 

 Nebellinie nicht mit der doppelten Linie des Eisens, 

 der sie sehr nahe ist, zusammenfällt. Die Schluss- 

 folgerung, dass das Spectrum der Nova nicht ver- 

 wandt ist mit dem der helllinigen Nebel, würde, 

 wenn eine weitere Bestätigung noch nöthig wäre, 

 bekräftigt werden durch die Abwesenheit einer sehr 

 starken ultravioletten Linie, die gewöhnlich im Spec- 

 trum des Orion-Nebels gefunden wird, in einer Photo- 

 graphie, die wir vom Spectrum des neuen Sternes 

 aufnahmen. 



Vergleichung mit der Kohlenwasserstoff- 

 flamme und mit Kohlenoxyd. Die hellste Linie 

 im Spectrum der Nova, mit Ausnahme von F, fällt in 

 die Nähe des hellsten Randes des grünen Streifens 

 der Kohlenwasserstoffflamme. Directe Vergleichungen 

 zeigten, dass die Sternlinie ein wenig nach der rothen 

 Seite des Streifenrandes fiel, aber, wenn man eine 

 Verschiebung des Sternspectrums in Rechnung zieht, 

 würde der Ort der Linie nahe sein , wenn auch nicht 

 zusammenfallen mit dem hellsten Rande des Streifens. 



Der Charakter der Sterulinie lässt indessen keinen 

 Zweifel über diesen Punkt, denn sie ist vielfach 

 und die hellste und schärfste Linie auf der blauen 

 Seite, im Gegensatz zu dem Streifen, der an der 

 rothen Seite scharf begrenzt ist und nach dem 

 Blau zu allmälig verblasst. Wenn uns noch irgend 

 eine Unsicherheit darüber blieb , so wurde sie voll- 

 ständig beseitigt, als wir im Sternspectrum keine 

 hellen Stellen fanden , die den anderen Streifen der 

 Kohlenwasserstoffflamme entsprechen. Ein helles Band 



