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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Nr. 38. 



da diese fast stets scharf begrenzt erschienen. Waren 

 ihre Ränder einmal wegen ungünstiger Umstände 

 weniger deutlich , so traf dieser Umstand in gleicher 

 Weise beide Ränder, und zwar bei sämmtlichen, nicht 

 bloss einzelneu Linien. Die Breite der Linien ent- 

 sprach genau der Spaltweite des Spectroskopes, sie 

 sind monochromatische Bilder des Spaltes. Diese 

 Thatsache ist wichtig für die Vergleichung mit den 

 Linien in Sternspectren sowie für die chemische Er- 

 klärung der Nebellinien. 



In letzterer Hinsicht ist zwar bekannt , dass das- 

 selbe chemische Element je nach den physikalischen 

 Verhältnissen (Druck, Temperatur) verschiedene 

 Spectra zeigen kann. In einem bestimmten Spectrum 

 aber hat jede Linie eine, soweit die Genauigkeit der 

 Messungen reicht, unveränderlich bleibende Wellen- 

 länge. Eerner haben zahlreiche Untersuchungeu 

 dargethan, dass in einem solchen Spectrum die Liuieu 

 Gruppen bilden, welche gewisse Gesetze befolgen. 

 Vor allen Dingen muss man an dem Grundsatze fest- 

 halten, dass die Uebereinstimmung der Wellenlänge 

 einer Stern- und Nebellinie mit einer Elementeulinie 

 nur dann das Vorkommen jenes Stoffes im Sterne 

 oder Nebel beweist, wenn auch die übrigen Linien, 

 wenigstens derselben Gruppe, vorkommen (wobei 

 Intensitätsunterschiede zu berücksichtigen sind). 

 Eine vereinzelte Coincidenz gilt immer nur innerhalb 

 der — gerade bei den Nebelflecken so sehr be- 

 schränkten — Genauigkeit der Messungen ; es lässt 

 sich nie sagen, ob nicht bei schärferer Bestimmung 

 eine Differenz zwischen den scheinbar zusammen- 

 fallenden Linien bleiben wird. Deshalb ist auch jede 

 Hypothese zu verwerfen , welche auf solchen zu- 

 fälligen Coincidenzen beruht, zumal wenn dabei noch 

 der Stern- oder Nebellinie ein Aussehen zugeschrieben 

 wird, das dieselbe gar nicht besitzt. 



Unter den Nebellinien sind es besonders zwei, 

 deren Studium den Astrophysikern viele Mühe ver- 

 ursacht hat. Je genauer ihre Wellenlängen bestimmt 

 wurden, desto zweifelhafter wurden die früher ver- 

 suchten Identificirungen, und nach den neuesten 

 Resultaten muss man ihren Ursprung direct als un- 

 bekannt erklären. Die Wellenlängen sind von Keeler 

 am 36-Zöller an vielen Nebelflecken gemessen worden ; 

 es fanden sich immer kleine Differenzen, die von der 

 Bewegung der Nebel in der Gesichtslinie herrühren 

 und bei einer grossen Zahl von Nebeln in den ver- 

 schiedensten Himmelsgegenden im Mittel sich auf- 

 heben werden. So erhielt er die Werthe: 



500,705 ± 0,003 uu 

 495,902 ± 0,004 p/t 



Charakteristisch für die Nebel ist noch als dritte 

 Linie die Wasserstofflinie Hs = F, mit der Wellen- 

 länge 486,145 [ip. Als schwächere (vierte) Linie 

 tritt noch H y bei 434,06 flft auf. Die erste Nebel- 

 linie wird von den meisten Beobachtern als die in- 

 tensivste in allen Nebelflecken erklärt. Campbell 

 fand dagegen, als er den Orionnebel in seinen ver- 

 schiedensten Theileu untersuchte, dass das Hellig- 

 keitsverhältniss der Linien nicht allerwärts dasselbe 



I. Hauptnebellinie . 

 II. Zweite Nebellinie 



ist. In den hellsten Partien, um das „Trapez" in 

 der Mitte des Orionnebels, ist das Verhältniss der 

 drei Hauptlinien gleich 4:1 : 1. Wo der Nebel selbst 

 nur massig hell ist, besitzt auch die erste Linie nur 

 eine die anderen wenig übertreffende Helligkeit und 

 steht diesen in den äusseren, sehr schwachen Grenz- 

 gegenden des grossen Nebels an Glanz sogar nach. 

 Linienintensitäten sind abhängig von der Temperatur 

 und von der vorhandenen Menge des die Linien aus- 

 strahlenden Stoffes. Bei den grossen Nebeln ist man 

 nicht geneigt, hohe Temperaturen vorauszusetzen. 

 Man muss dann als Grund der Intensitätsdifferenzeu 

 der ersten Nebellinie eine sehr ungleiche Vertheiluug 

 des Stoffes annehmen, von dem die Linie stammt. In 

 den Centraltheilen des Orionnebels müsste somit 

 dieser Stoff in viel grösserer Menge und Dichte vor- 

 handen sein , als gegen den Rand hin. Aber auch 

 solche Stellen kommen vor, welche im Spectroskop- 

 spalt die erste Linie von veränderlicher Helligkeit 

 zeigen im Vergleich zur dritten Linie; sie beginnt 

 z. B. stärker und wird dann schwächer als diese. 

 Die relative Helligkeit der zweiten Linie ist viel 

 weniger veränderlich, gehört also wohl nicht dem- 

 selben Stoffe an wie die erste. 



Nicht weit vom Orionuebel entfernt steht der 

 planetarische Nebel B. D. —12° 1172. Diesen Nebel 

 betrachtete Campbell mit weit geöffnetem Spalte 

 und sah nun drei runde Bilder desselben , die den 

 drei Nebellinien entsprachen (sowie man am Sounen- 

 raud mit weitem Spalte eine Protuberanz im Lichte 

 einer der Wasserstofflinien beobachten kann). Die 

 drei Scheibchen waren aber ungleich gross ; am 

 grössten war die Hß entsprechende mit 14" Durch- 

 messer; die von der ersten und zweiten Nebellinie 

 gebildeten Scheiben maassen 11" und 9". Letztere 

 nahmen von der Mitte gegen den Rand allmälig an 

 Helligkeit ab, während das Wasserstoff bild gleich- 

 massig hell war. Dieser Unterschied lässt sich nur so 

 erklären, dass das Innere des Nebels von den zwei 

 unbekannten Stoffen, die der I. und II. Nebellinie den 

 Ursprung geben, erfüllt ist, und dass darüber eine 

 nahezu gleichmässige Schicht von Wasserstoff von 3 

 Höhe lagert. Würde auch bei anderen Nebeln Aehn- 

 liches nachgewiesen , so könnte man zu wichtigen 

 Folgerungen über den Verbleib der charakteristischen 

 Nebelstoffe bei den in der Entwickelnng weiter fort- 

 geschrittenen Fixsternen gelangen. 



Im Gebiete der kürzeren Wellenlängen haben 

 die photographischen Aufnahmen von Lockyer, 

 Huggins, Keeler und Campbell eine verhältniss- 

 mässig grosse Anzahl von hellen Linien ergeben, 

 darunter namentlich die Reihe heller Wasserstofflinien 

 von Hß bis IL. Merkwürdiger Weise fehlten auf 

 einer einzelnen Aufnahme, welche Huggins 1888 

 gemacht hatte, die Linien H ( y und H £ , während H,. 

 recht hell war und viele feine Linien sich zeigten, 

 welche anscheinend einem der Trapezsterne an- 

 gehörten. Campbell fand hingegen keine Aende- 

 rungen in den relativen Helligkeiten der Wasserstoff- 

 linien; Hj war stets vorhanden und fast so hell 



