Nr. 19. 



Naturwissenschaft liehe Rundschau. 



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zuweilen, dass nicht der erste Streifen, wie das beim 

 Kohlenstoff stets der Fall ist, sondern der zweite die 

 grösste Intensität besitzt. Eine merkwürdige Beob- 

 achtung ist die von Harkness am Kometen Encke 

 1871 V, dass bei zunehmender Helligkeit des Kometen 

 die Banden, bezw. ihre Maxima nach Roth wanderten. 



Für die Erklärung dieser Anomalien wurde von den 

 Herren H. C. Vogel und Hasselberg die Annahme 

 gemacht, dass benachbarte Linien von Kohlenoxyd das 

 Aussehen der Kohlebanden modificirten. Die fraglichen 

 Linien gehören aber, wie Herr Kayser bemerkt, zu 

 den schwächeren, während in den Kometenspectren die 

 helleren Linien (z.B. 607,'.), 483,1, 451,0) des Kohlenoxyds 

 fehlen. Herr Kayser giebt dagegen selbst eine Er- 

 klärung, welche die obigen Differenzen in einfachster 

 Weise beseitigt und wohl gerade wegen ihrer Einfach- 

 heit bisher nicht beobachtet worden ist, indem er „den 

 Einfluss der Spaltbreite auf das Ausseben der Kometen- 

 spectra" eingehend erörtert. (Astr. Nachr. Nr. 3217.) 



Bei seinen Rechnungen setzt Herr Kayser voraus, 

 dass, wie es bei Spectrometern üblich ist, Collimator 

 und Fernrohrlinse gleiche Brennweite haben. Dann 

 wird eine einfache Spectrallinie stets die Breite des 

 Spaltes annehmen. Die Linie wird also breiter, wenn 

 der Spalt verbreitert wird. Man erhält jedoch immer 

 dieselbe Wellenlänge, wenn man bei jeder Spaltbreite 

 die Einstellung des Mikrometers in gleicher Weise aus- 

 führt (z. B. immer die Mitte nimmt). 



Anders verhält es sich mit Spectral banden, z. B. 

 denen des Kohlenstoffs. Herr Kayser wählt die Bande 

 im Blau, deren Maxima bei 473,7, 471,5, 469,7, 468,5 

 und 467,7 //(/ liegen. Diese Banden denke man sich in 

 Streifen von je 0,2 ft,u getheilt ; jedem dieser Streifen 

 kommt eine gewisse Intensität zu, so beim ersten Maxi- 

 mum (nach Schätzung) 20, 16, 13, 11, 10, 8, 7, 6, 5, 4, 3, 

 beim zweiten 19, 15, 13 . . bis 5, das dritte Maximum 

 beginnt mit 18, das vierte mit 16, das fünfte mit 14. 



Hat der Spalt, mit dem man das Kometenspectrum 

 erzeugt hat, die Breite eines Streifens, der 0,2 /u/u ent- 

 spricht, so wird man obige Intensitäten beobachten. In 

 der Regel ist aber das Kometenlicht so schwach, dass 

 der Spalt sehr stark verbreitert werden muss. Nehmen 

 wir an , beide Spaltbacken wären in entgegengesetzter 

 Richtung um zwei Streifen (also 0,4 p/u) verschoben, der 

 Spalt also auf fünf Streifen oder auf 1 /u/u verbreitert 

 worden. Dann wird jeder der vorher 0,2 /u/u breiten 

 Streifen ebenfalls 1 /u/u breit, ihre Anfänge folgen sich 

 aber nach wie vor im Abstände von 0,2 p/u, diese Streifen 

 decken sich also theilweise und ihre Intensitäten 

 sunimiren sich. Für das normale Intervall von 0,2 /<</ 

 erhält man dann der Reihe nach die Intensitäten, be- 

 ginnend mit der Wellenlänge 474,1 ,u« : 



20 — 20 



36 = 20 4 16 



49 =' 20 -|- 16 + 13 



60 = 20 -j- 16 -j- 13 + 11 



70 = 20 4- 16 -|- 13 -f- 11 -f 10 



58 = 16 + 13 -j- 11 + 10 + 8 



49 = 13 + 11 -f 10 4- 8 4- 7 



42 = 11 4- 10 4- 8 4- 7 4- 6 



36 =10 4- 84- 7.4- 6 4- 5 

 30= 84 7+ 6+ 54 4 

 25 = 7 4 6 4 5 4 4-j- 3 



37 = 6 4- 5-j- 4 4- 3 4- 19 

 46 = 5 4 4-j- 3 4- 19 4- 15 



u. s. w. 



Das Band beginnt um zwei Streifen weiter gegen 

 Roth als bei engem Spalte, das Maximum liegt um zwei 

 Streifen nach Violett verschoben , die Maxima beginnen 

 nicht wie zuvor scharf, sondern die Intensität wächst 

 und fällt in mehr gleichförmiger Weise. Herr Kayser 

 hat die Summationen für noch grössere Spaltbreiten 

 ausgeführt, für 4,4, 6,0, 7,6 und 14 pp. Immer mehr 



verschieben sich die Maxima nach Violett, so das erste 

 Maximum von (normal) 473,7 nach 473,3, 472,7, 472,3, 

 471,9 und 470,3 pp. Bei den gegebenen Intensitäts- 

 verhältnissen tritt aber noch die Folge ein, dass sich im 

 zweiten und dritten Maximum mehr grössere Zahlen 

 summiren als beim ersten, und dass beim breitesten Spalt 

 überhaupt nur ein langgestrecktes Maximum resultirt, 

 ebeu das von 471 bis 468 pp reichende. 



Man begreift also leicht, dass bei einem Kometen, 

 der allmälig heller wird, den mau daher mit immer 

 engerem Spalte beobachten kann, die Maxima der Banden- 

 streifen nach Roth wandern, dass zu gleicher Zeit die 

 Beobachtung an lichtstarken Fernrohren , welche die 

 Anwendung eines engen Spaltes gestatten, grössere 

 Wellenlängen geben wird als an kleinen Fernrohren. 

 So hat auch der Lickrefractor die den normalen am 

 besten entsprechenden Wellenlängen geliefert. Alle von 

 der Spaltbreite abhängigen Erscheinungen kann man 

 auch, wie Herr Kayser zum Schluss hervorhebt, im 

 Laboratorium ohne Schwierigkeit beobachten, so das 

 Wandern der Maxima nach Violett, das Anwachsen der 

 Intensität des zweiten Maximums über die des ersten. 



Die von Herrn Kayser gelieferte umfassende Er- 

 klärung des Spectrums der Kometen dürfte auch von 

 grosser Bedeutung für die Bandenspectra bei Fixsternen 

 werden. 



Die vorbesprochene Arbeit des Herrn Kayser 

 findet Seitens des Herrn H. C. Vogel insofern Wider- 

 spruch, als sie nichts Neues biete (Astr. Nachr. Nr. 3222). 

 Derselbe citirt aus den Publ. des Astrophys. Observ. 

 zu Potsdam Bd. 2, S. 183 die von ihm gelegentlich der 

 Beobachtung des grossen Kometen 1881 III gemachte 

 Erfahrung, dass die Spaltbreite des Spectroskops einen 

 grossen Einfluss auf die Lichtvertheilung der einseitig 

 verwaschenen Bänder der Kometenspectra ausübt. Auch 

 die spectroskopische Beobachtung einer Gasflamme 

 zeigte mit Verbreitung des Spaltes abnehmende Wellen- 

 längen für die hellsten Stellen der Spectralbänder. 

 Indessen hat Herr Vogel — und ihm folgend Herr 

 Scheiner in seiner die Literatur in weitester Aus- 

 dehnung berücksichtigenden „Spectralanalyse der Ge- 

 stirne" — nur den Schluss aus jenen Beobachtungen 

 abgeleitet, dass der Spalt immer so eng zu nehmen ist, 

 als es die Lichtstärke des Kometen erlaubt. Dass und 

 in welchem Grade die Maxima der Kometenbänder nach 

 Violett hinwandern müssen mit wachsender Spaltbreite, 

 hat Herr Vogel nicht näher erörtert. Mau wird daher 

 die Arbeit des Herrn Kayser als eine verdienstvolle 

 Ergänzung jener älteren wenig oder nicht beachteten 

 Wahrnehmung betrachten dürfen , und man kann vom 

 theoretischen Standpunkt aus fragen , ob nicht ihre 

 numerische Berücksichtigung bei Beobachtungen an 

 grossen Instrumenten (welche den deutschen Astronomen 

 allerdings fehlen) ausführbar wäre. 



Dass noch andere Ursachen das Aussehen des 

 Kometenspectrums beeinflussen können, ist bekannt. 

 Hat ja doch bei einigen sehr Sonnennähen Kometen das 

 Auftreten von Metalllinien im Spectrum die Kohlenstoff- 

 bänder fast gänzlich zum Verschwinden gebracht. Nun 

 können bei der Seltenheit sehr heller Kometen nur 

 ganz vorzügliche Fernrohre wesentliche Beiträge zur 

 Entscheidung der verwickelten Fragen liefern. Um so 

 mehr ist es daher zu beklagen, dass die deutschen 

 Sternwarten nicht die geringste Hoffnung haben, in 

 absehbarer Zeit in den Besitz eines den Fortschritten 

 der Wissenschaft und Technik entsprechenden Instru- 

 mentes zu gelangen. 



A. Delebecque : Ueber die Aenderungen in der 



Zusammensetzung des Seewassers mit der 



Tiefe nach den Jahreszeiten. (Compt. rend. 



1894, T. CXVIII, p. 612.) 



Als der Verf. jüngst nachgewiesen, dass die chemische 



Zusammensetzung des Wassers in den Alpenseen während 



