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Natu r wissenschaftliche Rundschau. 



Nr. 17. 



gewendete und gleichmässig blau gefärbte Röhre 

 langsam ah, so bleibt sie stets ganz blau, aber es 

 concentrirt sich der Nebel an erner meist nicht ganz 

 schmalen, mittleren 1 ) Stelle bis fast zur Undurch- 

 sichtigkeit, und dort bildet sich plötzlich scharf be- 

 grenzt der Meniscus inmitten einer perlenden Masse; 

 seine Umgebung erscheint mit dichtem Nebel erfüllt, 

 der verhältnissmässig schwer vergeht. Derselbe Ver- 

 lauf zeigt sich bei einer ähnlich behandelten, aber bis 

 zur anscheinenden Homogenität erhitzten Röhre, auch 

 sie wird in ihrer ganzen Länge blau beim Abkühlen, da- 

 durch von einer nicht gewendeten Röhre unterschieden. 



Fernere, der Beobachtung sich darbietende Einzel- 

 heiten seien hier übergangen und einer eventuellen 

 ausführlichen Darlegung vorbehalten ; es sollte hier 

 zunächst nur auf die obigen, nach Verf. Ansicht der 

 Beachtung nicht ganz unwerthen Erscheinungen hin- 

 gewiesen werden. Weitere Versuche mit grösserer 

 Temperaturconstanz, mit Röhren von verschieden 

 grosser Füllung und Durchmesser, wie besonderer 

 Reinheit des Inhaltes wären natürlich sehr er- 

 wünscht. Anwesenheit von Luft ist nach den Beob- 

 achtungen Galitzine's kaum als Ursache der be- 

 schriebenen Phänomene anzusehen. Sieht man die 

 vorliegenden Versuche als einwandsfrei an, so dürfte 

 sich aus ihnen wesentlich Folgendes ergeben: 



Die bisher als kritische angenommene Temperatur 

 ist in der That ein ausgezeichneter Punkt, bei dem 

 allerdings Homogenität keineswegs eintritt, sondern 

 nur die Materie die Fähigkeit verliert, sich als eine 

 zusammenhängende, durch einen Meniscus begrenzte 

 flüssige Masse auszuscheiden. So lange die Flüssig- 

 keit beim Erwärmen in derselben Lage bleibt, scheint 

 sie einen gewissen Zusammenhang noch über die kri- 

 tische Temperatur hinaus bewahren zu können, wie 

 die Meniscusreste und die Brechungserscheinung 

 andeuten. Ist der Couuex aber zerstört, so kann er 

 sich alsdann jedenfalls nur noch mit den grössten 

 Schwierigkeiten wieder herstellen, so lange man 

 nicht unter die kritische Temperatur hinabgeht. Aber 

 noch ziemlich weit oberhalb dieser zeigen Nebel- 

 bildung und besonders die perlende Bewegung beim 

 Umkehren wohl mit Sicherheit, dass man es nicht 

 mit einer völlig gleichförmigen Gasmasse zu thun hat. 



J. Scheiner: Die Temperatur an der Ober- 

 fläche der Fixsterne und der Sonne, ver- 

 glichen mit derjenigen irdischer Wärme- 

 quellen. (Sitzungsberichte der Berliner Akademie der 

 Wissenschaften 1894, S. 257.) 

 Die Spectralanalyse der Himmelskörper hat uns 

 nicht allein Kunde gebracht von der chemischen 

 Natur der in den Fixsternen Licht ausstrahlenden 

 Substanzen , sondern auch über die physikalische Be- 

 schaffenheit jeuer Stoffe, und über die dort obwalten- 

 den Verschiedenheiten haben die Unterschiede, welche 



! ) Unterlässt man das Umrühren, so ist die Tempe- 

 ratur oben im Kasten 0,2 bis 0,3° höher, dann steigt der 

 Nebel in die HOhe , und mau kann das Wiedererscheinen 

 des Meniscus ganz oben bemerken. 



die Spectra der untersuchten Himmelskörper darboten, 

 bestimmte Hypothesen aufzustellen gestattet. So hat 

 Herr Vogel in den einzelnen Typen der Stern- 

 spectra den Ausdruck der verschiedenen Stadien der 

 Abkühlung erkannt, indem er die Sterne, deren 

 Spectra nur aus wenig schmalen, dunklen Linien 

 (I. Klasse) bestehen, als die heissesten auffasste, bei 

 denen die Atmosphären noch so stark erhitzt sind, 

 dass sie nur schwache Absorption veranlassen können ; 

 die Sterne mit Spectren der II. Klasse, in denen, wie 

 in der Sonne, eine sebr grosse Anzahl schmaler 

 Absorptionslinien auftreten, sind bereits stärker 

 abgekühlt, während die Sterne mit Spectren der 

 HI. Klasse, welche von Absorptionsbanden durchzogen 

 sind, den höchsten Grad der Abkühlung aufweisen, 

 der sie allmälig in den Zustand des Nichtleuchtens 

 überführt (vergl. Ausführlicheres hierüber Rdsch. IV, 

 181, 209). Einen sehr wichtigen Beleg für diese An- 

 schauung und ein Mittel, den Grad der Abkühlung 

 der einzelnen Sternklassen annähernd numerisch zu 

 bestimmen, bringt eine Untersuchung des Herrn 

 Seh ein er, über welche derselbe der Berliner Aka- 

 demie nachstehenden, kurzen Bericht eingesandt hat. 



„Im Laufe meiner Untersuchungen über die Spectra 

 der helleren Sterne nach den auf dem hiesigen [Pots- 

 damer] Observatorium gemachten photographischen 

 Aufnahmen fiel mir das eigentümliche Verhalten 

 einer Linie, welche dem Magnesiumspectrum ange- 

 hört (448,2 fift), auf. In fast allen Spectren der 

 I. Klasse tritt die Linie durch ihre Breite oder ihre 

 Intensität stark hervor; sie erreicht in den linien- 

 ärmeren Spectren dieser Klasse sogar die Breite der 

 Wasserstofflinien. Auch in den linienreicheren 

 Spectren von Sirius, Wega, Procyon u. a. ist sie 

 stets sehr hervorragend, wenn auch nicht in dem 

 Maasse, wie in dem eben genannten ; dagegen ist sie 

 im Sonnenspectrum und in den anderen Spectren 

 der Klasse IIa schwach, so dass ich sie bei manchen 

 Vertretern dieser Klasse nicht mehr auffinden konnte, 

 und es scheint, dass sie um so schwächer wird, je 

 mehr sich das Steruspectrum der III. Klasse nähert. 



Auch im künstlich erzeugten Spectrum des 

 Magnesiums ist diese Linie grossen Schwankungen 

 in Bezug auf Intensität und Breite unterworfen. 

 Im Spectrum des frei brennenden Magnesiums und 

 demjenigen des Magnesiumdanipfes im elektrischen 

 Bogenlicht ist sie nicht zu erkennen, erreicht da- 

 gegen sehr grosse Intensität und Breite im Funken- 

 spectrum. Auf dieses Verhalten der Linie haben schon 

 Liveing und De war aufmerksam gemacht, und 

 die Untersuchungen von Kayser und Runge, sowie 

 meine eigenen Beobachtungen haben eine Bestätigung 

 dieser Wahrnehmungen geliefert. 



Es liegt zwar nahe, die Eigenthümliclikeiten der 

 Linie auf die Verschiedenheit der Temperatur des 

 Magnesiumdampfes im elektrischen Bogen und im 

 Funken zurückzuführen und weitere Schlüsse auf 

 die Temperaturen auf den Fixsternen zu ziehen ; in- 

 dessen ist es nicht möglich, die Einflüsse von Tempe- 

 ratur und von Druck scharf zu trennen, und es ist 



