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Naturwissenschaft Hohe Rundschau. 



No. 31. 



werden , bilden die der planetarischen Nebel. Die 

 Spectra der plauetarisoben Nebel N. G. C. 1535, 2440, 

 3242, 7009, 7027 und 7662 wurden gewonnen, ob- 

 wohl diese Körper so wenig blaues Licht ausstrahlen, 

 dass sie photographisch nicht leicht entdeckt werden. 

 Eine Vergleicbuug ihrer Spectra mit denen der Sterne 

 mit hellen Linien deutet darauf hin, dass sie in naher 

 Beziehung zu einander stehen, und es scheint Herrn 

 Pickering angezeigt, aus diesen einen Typus V der 

 Sternspectra zu machen. 



Eine Reihe von kurzen Einzelangaben über be- 

 sondere Sternspectra wie über die Spectra von Saturn 

 und Uranus niuss hier übergangen werden, ebenso 

 die Mittbeilung der wichtigen Entdeckung, dass die 

 K-Linie im Spectrum von ^ Ursae Majoris in luter- 

 valleu von 52 Tagen sich spaltet, worüber bereits aus- 

 führlich berichtet ist (Rdsoh. V, 145). Hingegen soll 

 der nachstehende zusammenfassende Abschnitt des 

 Berichtes hier seine Stelle finden. 



„Eine Vergleicbuug der Spectra heller Sterne, die 

 oben beschrieben sind, zeigt, dass fast alle in der 

 unten folgenden Klassification eingeschlossen sind. 

 Den einfachsten Typus bildet ein Spectrum, welches 

 einen coutiuuirlichen Hintergrund bat, der durchsetzt 

 ist von einer Reibe breiter Streifen, von denen die 

 der grössten Wellenlänge und wahrscheinlich auch 

 die anderen vom Wasserstoff herrühren. Dieses Spec- 

 trum wird auf zwei Arten abgeändert: erstens durch 

 Hinzutreten von Linien, wie man sie in vielen Sternen 

 des Orion und Canis Major sieht, zweitens durch 

 Linien des Sonneuspectrums. Wir können all diese 

 Spectren annähernd in eine Reihe bringen, obwohl in 

 den kleineren Eiuzelheiteu verschiedene Abweichungen 

 auftreten, welche Abzweigungen bilden, die sich viel- 

 leicht an anderen Punkten der Hauptreihe wieder an- 

 schliessen. An das eine Ende der Reihe kann man 

 einen Stern, wie e Orionis, stellen, dessen neu hinzu- 

 tretende Linien nahezu so stark sind, wie die vom 

 Wasserstoff herrührenden ; dann folgen Spectra, deren 

 hinzutretende Linien blässer und blässer werden, bis 

 wir (i Persei erreichen, in dem diese Linien fast ver- 

 schwunden sind. Dann treten einige Sonnenlinien 

 schwach auf, und diese werden immer stärker, bis das 

 Spectrum den Typus 11 nach der Eintbeilung von 

 Secchi darstellt, während die vorher beschriebenen 

 dem Typus I angehören. Indem die Linien intensiver 

 werden, gehen die Spectra unmerklich in den Typus III 

 über. Bei den Sternen « Tauri und K Orionis ist der 

 Unterschied zwischen ihren gewöhnlich photogra- 

 phischen Spectren nicht sehr ausgesprochen , obwohl 

 der erstere dieser Sterne zum Typus II, der andere 

 zum Typus III gehört. Wäre der Unterschied in den 

 sichtbaren Spectren nicht grösser als in den photo- 

 graphischen, dann würden sie wahrscheinlich nicht in 

 verschiedene Typen gebracht worden sein. In Folge 

 der Anwendung von Erythrosin treten die charakteri- 

 stischen Streifen im Grün und Gelb gut hervor. Indem 

 die Reihe nun weiter vorschreitet, werden die Unter- 

 schiede ausgesprochener, bis man zu Sternen wie 

 « Ilerculis gelangt. Endlich haben wir in o Ceti noch 



ein ähnliches Spectrura, doch sind hier schon einige 

 helle Wasserstofflinien hinzugetreten. Es scheint 

 somit, dass fast alle Sterne in eine Reihe gebracht 

 werden köunen, in welcher die benachbarten Spectra 

 kaum von einander unterschieden werden können. 

 Die übrigen Sterne sind : die des Typus IV, die 

 Sterne, welche helle Linien haben, und die planetari- 

 schen Nebel. Die Sterne des IV Typus zeigen keine 

 Aehnlicbkeit mit denen der anderen Typen. Kein 

 Zusammenhang ist bisher gefunden worden zwischen 

 ihnen und irgend welchen Sternen der Hauptreihe. 

 Dasselbe kann von den Sternen mit hellen Linien 

 und den planetarischen Nebeln gesagt werden, welche 

 nach dem obigen Vorschlage den Typus V bilden. 

 Sie dürfen jedoch nicht verwechselt werden mit 

 Sternen wie y Cassiopeiae, in denen die Wasserstoff- 

 linien hell und schmal sind. Diese gehören wahr- 

 scheinlich an das obere Ende der Reihe vor die Sterne 

 des Typus I." 



Die vorstehende, wörtliche Wiedergabe der Dar- 

 stellung des amerikanischen Spectrographen wird den 

 Leser in den Stand setzen, die Auffassung dieses 

 Forschers von der Natur der Sternspectra zu ver- 

 gleichen mit der des Herrn Vogel, die in einem 

 früheren ausführlichen Referate (Rdsch. IV, 187, 20!)) 

 geschildert worden. Es dürfte nicht schwer sein, 

 die in diesem Referate gegebene Darstellung von der 

 physischen Bedeutung der Verschiedenheiten der 

 Sternspectra auch auf den kurzen, rein thatsächlichen 

 Ueberblick, den Herr Pickering über sein massen- 

 haftes Beobachtungsniaterial vorläufig gegeben, aus- 

 zudehnen. Von der eingehenderen Untersuchung des 

 amerikanischen Materials darf man gerade nach 

 dieser Richtung wichtige Aufschlüsse erwarten. 



Die Gesammtzahl der bisher gewonnenen Photo- 

 graphien beträgt 7883. 



A. Stefauini: Ueber die Gesetze der Schwin- 

 gungen von Stimmgabeln und über die 

 Messung der Schallintensität. (II nuovo 

 Ciraento, 1889, Ser. 3, T. XXVI, ji. 157, 193; 1890, 

 T. XXVII, p. 5 und 97). 



Zur Messung der Schallintensität sind viele 

 experimentelle und theoretische Untersuchungen aus- 

 geführt, deren Resultat war, dass die Intensität des 

 Schalls proportional sei der lebendigen Kraft des 

 schwingenden Körpers. Gegen diese Definition hat der 

 Verf. schon bei einer früheren Gelegenheit (Rdsch. III, 

 83) einige Einwände erhoben. Er hat dort gezeigt, 

 dass seine Versuche, in Uebereinstimmung mit denen 

 von Vierordt und von Oberbeck, die Schallintensität 

 proportioual der Quantität der Bewegung ergeben und 

 nicht der dem schwingenden Körper mitgetheilten 

 lebendigen Kraft. Bei der Mittheilung seiner Ver- 

 suche wies er auf andere Experimente hin, welche er 

 ausführen wollte, um directer zu entscheiden, welche 

 von den lieiden Methoden, die Schallintensität zu be- 

 rechnen , vorzuziehen sei , und um numerisch die 

 Constanten zu bestimmen, welche in den theoretisclien 

 Ausdruck des Scbwingungsgesetzes der Stimmgabeln 



