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Naturwissenschaftliche Kundschau. 



Nr. 35. 



zu trennen. Stärkere Dispersion war zwecklos, da 

 die zu messenden Linien sehr breit und schwer ein- 

 zustellen sind. Die Sternlinien wurden im Anschluss 

 an die Linien von Wasserstoff und von verschiedenen 

 Metallen (Cu, Fe, Pb, Mg, Hg, Z) gemessen, deren 

 Wellenlängen gemäss Rowland's Scala angesetzt 

 wurden. Bei den photographischen Aufnahmen 

 wurde zu beiden Seiten des Spectrums des Sterns das 

 des Wasserstoffs aufgenommen. So erhielt Campbell 

 die photograpbischen Spectra von 24 Sternen, denen 

 zum Theil freilich Mängel anhaften , weil bei den 

 ganz schwachen Sternen lang exponirt werden musste, 

 wobei die Biegung des Apparates nacbtheilig wirkte. 

 Gleichwohl tragen Canipbell's Untersuchungen 



B. Photographische Inteusitätscurven der Spectra einiger Wolf-Ray et-Sterne 



Umstand spricht vielleicht noch das Vorkommen der 

 Mg-Linie 448,1, die nur von stark erhitztem Magne- 

 sium ausgestrahlt wird, während 435,2 fehlt. 



Besonders merkwürdig ist der Stern B.D. -f- 30° 

 3639. In dem fadenförmigen Sternspectrum bildet 

 nämlich die helle Wasserstofflinie Hg nicht, wie bei 

 anderen Sternen, einen hellen Knoten, sondern ragt 

 beiderseits über das Spectrum hinaus. Bei der Ver- 

 breiterung des Spaltes sah Campbell ein 5" grosses 

 Scheibchen. Dieser Stern muss sonach von einer 

 ausgedehnten Hülle von Wasserstoffgas umgeben sein. 

 Wie Hg verhalten sich auch H y und II,,. Die Unter- 

 suchung anderer Sterne dieses Typus auf Scheiben- 

 form hat kein zweites Beispiel dieser Art ergeben. 



Folgende Tabelle giebt 



wesentlich zur Vervollständigung unserer Kenntnisse 

 über die Beschaffenheit dieser Sterne bei, worüber 

 bisher nur wenig sicheres fest stand (vgl. Scheiner, 

 Spectralaualyse der Gestirne, 290 bis 292, wo erBt 

 fünf solche Sterne erwähnt werden konnten). 



Ausgezeichnet sind die Spectra dieses Typus durch 

 die verhältnissmässig grosse Intensität ihres violetten 

 Theiles. Im Einzelnen herrscht manche Verschieden- 

 heit zwischen den untersuchten Sternen , besonders 

 was die Lichtstärke der einzelnen Linien oder Spectral- 

 bänder betrifft. Die hellen Bänder sind breit und 

 nehmen von der Mitte an gegen beide Seiten hin an 

 Licht ab; zuweilen sind sie aber auch unsymmetrisch, 

 das Maximum der Helligkeit liegt nicht genau in 

 ihrer Mitte. Dunkle Absorptionsbänder stehen zu 

 beiden Seiten der hellen Bänder bei 581 und 569 

 im Gelb, sowie bei 469 und 465 im Blau; sie sind 

 schwierig zu beobachten. Die Wasserstofflinien sind 

 theils hell, theils dunkel. So kommt bei y Argus der 

 abnorme Fall vor, dass H« hell ist, alle anderen 

 H - Linien aber dunkel sind. Bei einigen Sternen 

 haben die dunklen Wasserstofflinien mehr oder 

 weniger helle Ränder, würden also doppelte Umkehruug 

 erlitten haben. Wasserstoff müsste also auf diesen 

 Sternen in grosser Menge vorhanden sein und wahr- 

 scheinlich, nach der Helligkeit von Blau und Violet 

 zu schliessen, hohe Temperatur besitzen. Für letzteren 



die von Campbell ge- 

 messenen Wellenlängen ; 

 nur wenige Linien und 

 Bänder kommen bei allen 

 untersuchten Sternen vor 

 (Hg, 469) und auch diese 

 haben , wie schon erwähnt, 

 sehr verschiedene Intensi- 

 täten. Sehr hell ist durch 

 hh angedeutet, hell durch 

 h; die nicht bezeichneten 

 Linien sind noch gut mess- 

 bar gewesen. Beigefügt ist 

 der chemische Charakter; 

 auch' ist durch entspre- 

 chende Buchstaben das Vor- 

 kommen der betreffenden 

 Linien in der Sonnen- 

 chromosphäre (C), bei der Nova Aurigae (A), bei Gas- 

 nebeln (N), in den Orionsternen (O) oder bei ß Lyrae 



Von den Linien 

 immer nur etwa der 

 augeführten Objecto 

 Hauptlinien fehlen 



des Wolf- Ray et- Typus ist 

 dritte Theil in den Spectren der 

 wieder zu finden; mehrere der 

 aber, und umgekehrt vermisst 



