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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 35. 



glauben, vorhanden ist; und wir vermuthen aus 

 Spuren photographischer Wirkung, dass eine oder 

 mehrere von den anderen Linien der weissen Stern- 

 Reihe bei einer längeren Exposition hervortreten 

 würden. 



Es ist nicht nöthig, in dieser Notiz die Wichtig- 

 keit hervorzuheben, welche die Anwesenheit dieser 

 brechbareren Linien des Wasserstoffs für die An- 

 schauung hat, die wir uns von den Verhältnissen im 

 Nebel bilden müssen. In dieser Verbindung ist es 

 bezeichnend , dass die Wasserstofflinien merklich 

 stärker und breiter sind, sowie man sich dem Trapez 

 mit seinen Sternen nähert. 



Zwischen den Wasserstofflinien (X, und ß liegt eine 

 Linie, die selbst stärker als a ist und eine Wellen- 

 länge von etwa A 3868 hat. 



Wir finden keine Linie auf der Photographie genau 

 an der Stelle der Sonnenlinie K ; die Lage dieser 

 Linie scheint einer Lücke zwischen zwei Linien auf 

 der Platte zu entsprechen. Wir vermuthen, dass die 

 breite Linie an der weniger brechbaren Seite von der 

 Stelle von K durch einen engeren Spalt wahrschein- 

 lich in zwei oder mehr Linien aufgelöst werden wird. 



Die starke Linie, welche zuerst in unserer Photo- 

 graphie des Nebels von 1882 gesehen wurde, ist 

 sicherlich stärker als Hy und ist bei weitem die 

 kräftigste Linie in der photographischen Gegend. 

 Wegen der Weite des Spaltes, die in meinen ursprüng- 

 lichen Photographien angewendet wurde, setzte ich 

 die Linie auf etwa A 3730. Aus Messungen der 

 Linie auf einer Photographie im Jahre 1889 mit 

 schmalem Spalt fanden wir, dass ihre Lage brech- 

 barer war, und wir gaben die annähernde Wellen- 

 länge „etwa A 3724". Die genaue Bestimmung ihrer 

 Lage war natürlich etwas schwierig, weil es wegen 

 der Schwäche des Nebellichtes erwünscht ist, mit 

 dem verfügbaren Teleskop die Photographien in 

 einem kleinen Maassstabe aufzunehmen, und ferner, 

 weil wir im Nebelspectrum keine nähere sichere 

 Linie haben als Hy. In den Photographien von 

 diesem Jahre hatten wir den Vortheil der bekannten 

 Lage der Wasserstofflinie bei H und mit Hilfe dieser 

 Linie zeigen unsere jüngsten Messungen, dass das 

 „etwa" gedeutet werden muss als etwas weniger brech- 

 bar als A 3724. Ohne zu versuchen , ihre Lage ab- 

 solut zu fixiren, glauben wir, dass die Linie zwischen 

 A 3725 und A 3726 fallen wird. Es ist aber nun 

 sicher, dass die Linie nicht zusammenfällt mit irgend 

 einer der drei Componenten des Maguesiumoxyd- 

 Drillings, sondern dass sie weniger brechbar ist, als 

 die mittelste Linie bei 3724 und zwischen diese und 

 die erste Linie des Drillings bei A 3730 fällt. 



In diesen Photographien liegt eine starke Linie 

 neben vielen blassen Linien an der weniger brech- 

 baren Seite von G. 



Der Hintergrund des Spectrums scheint zahl- 

 reiche blasse Linien zu enthalten, welche, soweit wir 

 im Stande waren, sie zu identificiron , dieselben sind, 

 wie die in unseren früheren Photographien sicht- 

 baren, von denen einige in unserer Abhandlung an- 



nähernd gemessen sind; aber sie werden, vielleicht 

 wegen des ein wenig breiteren Spaltes, nicht so leicht 

 gemessen, als sie in den früheren Photographien 

 wurden, in denen keine Spur der Wasserstofflinien 

 h und H entdeckt werden konnten. 



Ein auffallender Charakterzug der Linien ist die 

 plötzliche Aenderung ihrer Intensität an verschiede- 

 nen Theilen ihrer Länge, was das klecksige Aus- 

 sehen erzeugt, das charakteristisch ist für die Linien 

 im sichtbaren Spectrum , und das wir beschrieben 

 haben in unserer jüngsten Abhandlung „Ueber eine 

 Neubestimraung" etc. (Rdsch. V, 401). Die Länge 

 des Spalts nimmt eine grosse Winkelausdehnung des 

 Neliels auf und umfasst daher einen oder mehrere 

 von den helleren Flecken , welche in den Photogra- 

 phien des Nebels so schön sichtbar sind. Es muss 

 bemerkt werden , dass diese helleren Flecke scharf 

 umgrenzt sind, und zeigen, dass die verschiedenen 

 Theile des Nebels gesondert sind und plötzlich heller 

 werden, als die benachbarten Theile. 



Die Linien der neuen Photographien enthalten 

 zwei sehr starke und scharf begrenzte Flecke und 

 einen dritten weniger deutlichen. 



Diese helleren Flecke , welche verschiedeneu Zu- 

 ständen der nahe benachbarten Nebelmaterie ent- 

 sprechen, geben eine Erklärung für eine Erscheinung, 

 die wir im letzten Jahre verzeichneten, als wir von 

 der starken Linie bei „etwa A 3724" sprachen. „An 

 der einen Seite der Sternspecti'a ist diese Linie ein 

 wenig breiter, als an der anderen; aber da eine 

 ähnliche Erscheinung sich an H y zeigt und an den 

 stärkeren Linien der Gruppe , mag es eine optische 

 oder photographische Ursache haben" (Rdsch. IV, 313). 



Wir erfahren nun, dass diese Verschiedenheit in 

 zwei Theilen der Linien einen verschiedenen Zu- 

 stand des Nebels an den beiden Seiten der Stern- 

 spectra andeuten. 



Andere Linien neben den in dieser Notiz be- 

 schriebenen sind vorhanden , nicht nur zwischen G 

 und F, sondern auch an der brechbareren Seite der 

 starken Linie bei A 3725. 



Die Wichtigkeit der neuen Thatsachen , welche 

 sich aus diesen Photographien ergeben haben , lässt 

 es uns bedauern, dass wir eine gründlichere Unter- 

 suchung und Erörterung des Spectrums verschiedener 

 Theile des Nebels verschieben müssen bis zu seiner 

 Rückkehr im nächsten Jahre. 



J.EcIlei": Untersuchungen über die Abhängig- 

 keit der Strahlung der Wärme und der 

 Absorption derselben durch Glimmer- 

 platten von der Temperatur. (Annalen der 

 l'hysik, 1S90, N. F., Bd. XL, S. 531.) 

 Für die Abhängigkeit der Wärmestrahlung von 

 der Temperatur des strahlenden Körpers hat be- 

 kanntlich Stefan eine Formel aufgestellt, nach wel- 

 cher dieselbe sich proportional der vierten Potenz 

 der absoluten Temperaturen ändern sollte. Gegen 

 diese Gesetzmässigkeit, die sich längere Zeit den 

 früheren Annahmen gegenüber als die richtigste be- 



