No. 32. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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im Blau fiel gerade jenseits des Streifens in dieser 

 Gegend. Dieses Band hat vielleicht denselben Ur- 

 sprung wie ein ähnliches Band in einigen der Wolf- 

 Ray et- Sterne. 



Wir folgern daraus, dass das Spectrum der Nova 

 nicht mit dem gewöhnlichen Spectrum der Kometen 

 verwandt ist. 



Wir fanden bei directer Vergleichung, dass die 

 ganz verschiedene Reihe von Streifen, die für das 

 Kohlenoxydspectrum charakteristisch ist, durch keine 

 entsprechenden hellen Stellen im Spectrum der Nova 

 vertreten wurde. 



Vergleichung mit Magnesium. Es war nicht 

 grundlos zu vermuthen, dass die Sternlinie ihren 

 Ursprung im Magnesium habe, dessen dreifache Linie 

 bei b fast auf dieselbe Stelle fällt. Die Vergleichung 

 zeigte jedoch, dass die Sternlinie auf das brechbarere 

 Paar der drei Magnesiumlinien fiel und es an beiden 

 Seiten leicht, an der blauen Seite ein wenig mehr, über- 

 ragte. Redenkt man, dass mit der benutzten Auf- 

 lösungsstärke die drei Linien des Triplets gut getrennt 

 wurden, und dass wir vergebens nach einem ähnlichen 

 Triplet in dem Stern suchten, und dass ferner, wenn 

 die wahrscheinliche Verschiebung des Sternspectrums 

 nach dem Roth zu in Anschlag gebracht wird, die 

 Sternlinie eher mehr nach der blauen Seite des brech- 

 bareren Paares des Triplets fallen würde, so halten 

 wir es für wahrscheinlich, dass die Sternlinie irgend 

 einen anderen Ursprung hat. Die Sternlinie ist viel- 

 fach; es war aber schwer, sie mit einem genügend 

 engen Spalt zu beobachten. Eine dünne und scharfe, 

 helle Linie wurde deutlich an der l 'auen Seite der 

 etwas breiten Sternlinie gesehen, aber der übrige und 

 weniger helle Theil der Linie konnte nicht sicher 

 bestimmt werden; nur bei einer Gelegenheit konnte 

 man mehr als nur vermuthen, dass er aus mehreren 

 Linien bestand. 



Wir halten dies für einen Beweis dagegen, dass 

 die Sternlinie ihren Ursprung im Magnesium hat, 

 besonders da in der Nova weder entsprechend helle 

 Linien beobachtet wurden au den Stellen der anderen 

 starken Linien des Funkenspectrums des Magnesiums 

 noch in unserer Photographie an der Stelle des starken, 

 ein wenig mehr als //brechbaren Magnesium-Triplets. 



Für die dritte helle Linie in dem Grün der Nova, 

 welche F am nächsten steht und die wenigst helle 

 der Linien in dieser Region ist, fand man eine Wellen- 

 länge von etwa A 4921. Eine grosse Anzahl von hellen 

 Linien wurde im Spectrum gesehen neben denen, die 

 in der Abbildung aufgenommen worden sind. 



Nur die Linien, deren Stellung wir mit annähern- 

 der Genauigkeit feststellen konnten , sind durch das 

 ganze Spectrum gezogen. Die Stellen derjenigen 

 Linien, die nur theilweise durch die Abbildung ge- 

 zogen sind, sind nur geschätzt. 



Wir beobachteten eine Linie, die ein wenig mehr 

 brechbar als T) ist, deren Lage, wenn sie für die Ver- 

 schiebung des Spectrums corrigirt wird, diejenige von 

 Z)j oder doch sehr nahe daran ist; ferner eine helle 

 Linie unterhalb C, und andere zwischen C und D. 



Am 2. und 3. Februar füllten Gruppen von zahl- 

 reichen hellen Linien das Spectrum zwischen b und 

 D, welche weniger leicht gesehen wurden, da der 

 Stern erblich. Das continuirliche Spectrum erstreckte 

 sich, als der Stern am hellsten war, von unterhalb C 

 bis soweit in das Blau, als das Auge verfolgen konnte, 

 nämlich bis zu einer kleinen Entfernung jenseits Cr. 



Das sichtbare Spectrum der Nova wie besonders 

 die Umkehruug von II und K und der vollstän- 

 digen Reihe der Wasserstoff linien im Ultra -Violett 

 lassen uns im Verein mit der wahrscheinlichen An- 

 wesenheit von D 3 einen ähnlichen Zustand vermuthen, 

 wie wir ihn in den heissereu Eruptionsmassen auf 

 der Sonnenoberfläche haben. Auf einer Photographie 

 einer Protuberanz, die am 4. März 1892 aufgenommen 

 ist und die ich von M.Desl andres erhielt, sind 

 nicht nur U und K und die vollständige Reihe der 

 Wasserstofflinien umgekehrt , sondern es erscheinen 

 drei helle Linien, jenseits welcher sich noch brech- 

 barere Glieder derselben Reihe befinden mögen. 



Photographie des ultravioletten Theilea 

 des Spectrums. Am 22. Februar und 9. März 

 nahmen wir Photographien des Sternes mit einem 

 Metallspiegel und einem Spectroskop auf, dessen opti- 

 scher Theil aus isländischem Späth und Quarz besteht. 



Die Photographie, die am 22. Februar bei einer 

 Exposition von l 3 /4 Stunden aufgenommen wurde, 

 überraschte uns, indem sie eine Ausdehnung des 

 Sternspectrums in daß Ultra- Violett zeigte, fast bis 

 zu der Grenze, welche die Absorption unserer Atmo- 

 sphäre dem Licht der Himmelskörper setzt. 



Nicht nur die Wasserstofflinien nahe bei Cr und 

 bei/;, sondern auch II und K, zusammen mit der voll- 



ständigen Reihe, welche in weissen Sternen dunkel 

 erscheinen, treten hell hervor, jede mit ihrer ent- 

 sprechenden Absorptionslinie auf der blauen Seite. 

 In der Helligkeit dieser Linien kommen einige Un- 

 gleichheiten vor, besonders in der Linie ö, welche 

 heller ist als y oder ji , was wahrscheinlich davon 

 herrührt, dass Linien anderer Substanzen in ihre 

 Nähe fallen. In dieser Nacht wurde K von einer 

 Absorption gefolgt, welche weniger stark war als die 

 Absorption bei H. 



Jenseits der Wasserstoffreihe ist das Spectrum 

 reicher an hellen Linien, welche in den meisten Fällen 

 von Absorptionslinien begleitet sind. Wegen der laugen 

 Erstreckung des Spectrums, das auf der Platte sich 

 abgebildet hat, iöt der Maassstab nothwendigerwtise 

 klein, und aus diesem Gruude, wie wegen der Schwäche 

 des brechbareren Theiles des Spectrums, wenn es unter 

 dem messenden Mikroskop beobachtet wird, müssen 

 die Orte, die den stärkeren Gruppen gegeben sind, 

 die allein auf der Zeichnung eingetragen worden, als 

 nur annähernd angesehen werden. 



