Nr. 38. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



479 



wie H y . Keeler machte am 13-Zöller der Allegheny- 

 Steruwarte eine ganze Serie von Aufnahmen, bei 

 welchen der Spalt stets in ostwestlicher Richtung lag 

 und die Mitte des Spaltes sich in dem durch das 

 Trapez gehenden Declinationskreis befand. Jede neue 

 Aufnahme war in etwas geänderter Declination vor- 

 genommen, so dass die ganze Reihe die centralen 

 Partien des Orionnebels umfasste. Jenes abnorme 

 Spectrum II uggin s' wurde aber nicht gefunden; es 

 ist also entweder auf einen sehr kleinen Nebeltheil 

 beschränkt, den Keeler zufällig übergangen hat, 

 oder, was wahrscheinlicher ist, es rührte von einem 

 Plattenfehler her. Ueberhaupt konnte Keeler nur 

 solche Differenzen in den verschiedenen Einzelspectren 

 finden , welche sich aus den localen Ilelligkeits- 

 unterschieden des sehr complicirt gebauten Orion- 

 nebels erklären lassen. 



Das Bestreben sowohl von Keeler als von 

 Campbell ging ferner darauf, möglichst geuau die 

 Wellenlängen der photographirten Linien zu be- 

 stimmen. Ersterer benutzte zu diesem Zweck einen 

 Zei ss 'scheu Comparator und glaubt, die gefundenen 

 Zahlen bis auf 0,1 (t[i sicher ansehen zu dürfen; sie 

 stimmen mit Camp bell 's Werthen aufs beste überein: 



C. K. Linie C. K. Linie 



500,7 500,71 I. Nebell. 410,2 410,10 Hd sehr hell 



495,9 495,90 II. „ 406,7 406,9 hell 



486.1 486,15 H,i sehr hell 402,6 402,6 hell 



471,6 471,6 hell 396,9 397,00 Hi sehr hell 



466.2 466 hell 388,9 388,92 H; hell 

 447,2 447,12 sehr hell 386,9 386,89 hell 

 438,9 — hell 383,5 383,6 H,, hell 



436.4 436,5 hell — 381,4 sehrschwach 

 434,1 434,06 H y hellste L. 379,8 380,0 Hw schwach 



426.5 — sehr schwach 377,0 — H, schwach 

 423 — sehrschwach 374,9 — H* sehr sehwach 

 414 3 — schwach 372,7 372,65 sehr hell. 



412.1 — schwach 



Unter den von Huggins 1888 aufgenommenen 

 Spectralliuien fehlen hier mindestens 12, die als un- 

 bestätigt in Zukunft bei Seite zu lassen sind. 



Auf orthochromatischen Platten wurden noch 

 Aufnahmen aus den Spectralregionen Gelb und Grün 

 gemacht und noch mehrere Linien gefunden , dar- 

 unter bei 587,6 (Jft die Linie D 3 . Beobachtungen 

 an anderen Nebeln gaben noch Linien bei 656,2 (H„), 



575.2 541,3 531,3 und 518,2 (i(i. 



Zu den wichtigsten Beobachtungen und Aufnahmen 

 sowohl Keeler's als CampbeH's gehören die über 

 die Spectra der Sterne im Trapez, mehrerer anderer 

 Sterne , die innerhalb des Orionnebels stehen sowie 

 der Sterne ö, £ und /JOriouis (Rigel). Die Spectra 

 der Trapezsterne durchschneiden als schmale Streifen 

 das Nebelspectrum. Die hellen Linien des letzteren 

 erleiden an diesen Streifen eine Unterbrechung, da 

 die Sternlinien dunkel sind, wie das mit wenigen 

 Ausnahmen bei allen Sternen der Fall ist. Bei 

 mehreren der breiten, dunklen Sternlinien ist die 

 Mitte hell; hier projicirt sich die Nebellinie auf die 

 des Sterns, der somit jedenfalls nicht vor dem Orion- 

 nebel stehen kann. Dass die Sterne physisch zu dem 

 Nebel gehören, aus diesem sich wahrscheinlich ent- 



wickelt haben , geht aus verschiedenen Umständen 

 hervor. Fast sämmtliche hervorragende Linien des 

 Nebelspectrums finden sich als dunkle Linien in den 

 Sternen wieder, namentlich eine Linie 447,14 fift, die 

 nach Schein er für die Orionsterne charakteristisch 

 ist und sonst nur noch beim Algol vorkommt. 

 Keeler schildert diese Coincidenz bei dem Haupt- 

 stern im Trapez als sehr auffällig: Die scharfe Nebel- 

 linie schneidet an dem Sternspectrnm ab und zielt 

 wie eine Pfeilspitze direct auf die Mitte der dunklen 

 Lücke im Sternspectrum. Diese centrale Coincidenz 

 beweist aber noch gleiche Bewegung des Sterns und 

 der ihm benachbarten Nebelmassen. Sehr inter- 

 essant, allerdings nur bei den hellen Sternen Rigel 

 und £ Orionis nachweisbar, ist das Vorhandensein 

 der Heliumlinie D 3 als dunkle Linie, während D 3 in 

 anderen Sternspectren entweder fehlt oder hell ist. 

 Dieses ungewöhnliche Verhalten veranlasste Keeler, 

 auf orthochromatischen Aufnahmen des Rigel genaue 

 Wellenlängenbestimmungen vorzunehmen. Die beste 

 Aufnahme gab 587,598, das Mittel aus fünf Auf- 

 nahmen ist 587,602 ftft, während Rowland die 

 Normalwellenlänge von D :) gleich 587,598 fift augiebt. 

 Von den oben genannten Nebellinien enthalten 

 die Sternspectra erstens alle Wasserstoffiinien (Hß bis 

 H,), ferner die Linien 492,4 (im Orionnebel schwach, 

 auch im hellen Nebel 2? 6 enthalten), 471,5, 468,8 

 (in anderen Nebeln constatirt), 465,2, 461, 454, 

 447,2, 438,9, 414,3, 412,1, 406,7, 402,6, von denen 

 einige allerdings in Nebeln noch nicht gefunden sind. 

 Vollständig fehlen dagegen die Hauptnebellinien 

 372,7, 386,9, 436,4 und besonders 495,9 und 500,7 (i(i. 

 Die Sternspectra zeigen an diesen Stellen keine Spur 

 von Unterbrechungen (Linien), sie sind völlig conti- 

 nuirlich. Bei den Trapezsternen zeigt sich, wohl in 

 Folge der Ueberlagerung der hellen Nebellinien auf 

 den hellen Grund der Sternspectra, an den ent- 

 sprechenden Stellen vermehrte Helligkeit. Es ist 

 allerdings au sich nicht unmöglich, sagt Camp- 

 bell, dass daselbst helle Sternlinien liegen; allein 

 das übrige Aussehen der Sternspectra mache diese 

 Annahme unwahrscheinlich. Wir finden hier also 

 eine wesentliche Differenz der Sternspectra gegen das 

 Spectrum des Nebels, obschon wir es als sicher be- 

 trachten müssen , dass durch Condensation aus 

 letzterem die Sterne entstanden sind. Es wurde 

 schon oben auf CampbeH's Beobachtungen ver- 

 wiesen , wonach in den äusseren Nebelpartien der 

 Wasserstoff zu überwiegen scheint, sowie dass dieser 

 bei dem planetarischen Nebel — 12° 1172 die äussere 

 Hülle bildet, welche den die eigentlichen Nebel- 

 materien enthaltenden Kern umschliesst. Andererseits 

 ist aber auch bekannt, dass das Spectrum eines Stoffes 

 mit Druck- und Temperaturänderungen sich umge- 

 stalten kann. Ob die Nebelspectra in letzterem Sinne 

 sich erklären lassen, müssen küuftige Untersuchungen 

 entscheiden. Vielleicht wird auch das vorurtheilsfreie 

 Studium neuer Sterne, wie Nova Aurigae und Nova 

 Normale „mehr Licht" über diese interessante Frage 

 verbreiten. 



