N. F. III. Nr. 29 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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nisse traf das Schiff „Wilhelm" vor der IVIündung 

 des Frazerflusses. — — — — — — — 



Der Zustand solcher wagerechten Schichtung 

 des Wassers kann überall dort entstehen, wo ein 

 unvermittelter plötzlicher Zufluß einer Wasser- 

 masse möglich ist. Längere Zeit auf größerer 

 Fläche erhalten kann sich aber solcher Zustand 

 nur, vi^enn gleichzeitig große Unterschiede im 

 spezifischen Gewicht beider Wasserschichten vor- 

 handen sind, wie dies zwischen warmem frischen 

 Wasser und kaltem Seewasser der Fall ist. Aus 

 diesem Grunde kann ein dauernder Zustand nur 

 dort vorkommen, wo plötzlich und unvermittelt 

 frisches Wasser ins Meer sich ergießt. Man findet 

 solchen Zustand vielfach in tiefen Buchten, in die 

 kleine Flüsse münden. — — — — — — 



In die meisten Flüsse dringt das Meerwasser 

 infolge des geringen Gefälles ihres Unterlaufes 

 und wegen der Gezeiten weit hinein, und die 

 Mischung von See- und Flußwasser findet im 

 Flusse selbst statt. Man bezeichnet diese Mischung 

 gewöhnlich mit dem Namen „Brackwasser". Vor 

 den Mündungen solcher Flüsse findet eine wage- 

 rechte Schichtung des Wassers daher nicht statt. 

 Ein Zustand der Schichtung so, daß die Steuer- 

 fähigkeit und der Fortgang von Schiffen dadurch 

 wesentlich beeinträchtigt wird, erfordert daher be- 

 sondere Vorbedingungen. In den nördlichen Ge- 

 wässern mag ein solcher Zustand durch Schmelzen 

 von Treibeis und Schnee zu gewissen Zeiten 

 dauernder sich gestalten können, und daher das 

 durch die Steuerunfähigkeit von Schiffen in Er- 

 scheinung tretende Phänomen Totwasser allge- 

 meiner bekannt geworden sein, als es sonst der 

 Fall ist. 



Die Spektra von Ceti und ;; Cygni. — 



Das Spektrum der Mira Ceti ist mit dem 36- 

 zölligen Refraktor der Licksternwarte durch Steb- 

 bins vom Juni 1902 bis zum Januar 1903 photo- 

 graphiscli verfolgt worden, d. h. während eines 

 Zeitraums, in welchem die Helligkeit von der 

 3,8. Größe bis zur 9,0. Größe herabsank, so daß 

 dementsprechend die Expositionsdauer von 45 Mi- 

 nuten bis auf 5 Stunden erhöht werden mußte. 

 Der ausführliche Bericht über diese wichtige Ar- 

 beit (Astrophysical Journal, Dez. 1903) unter- 

 scheidet dreierlei Erscheinungen am Spektrum der 

 Mira: Ein Absorptionsspektrum mit schmalen, 

 dunklen Linien, ein Bandenspektrum und ein aus 

 hellen Linien bestehendes Emissionsspektrum. 



I. Das Absorptionsspektrum ist demjenigen 

 der Sonne nur wenig ähnlich, da die Intensitäts- 

 verhältnisse der dunklen Linien wesentlich andere 

 sind. So sind die Kalziumlinien g, H und K 

 zwar im Stern vorhanden, aber g ist bei weitem 

 am stärksten, während im Sonnenspektrum be- 

 kanntlich H und K durch große Breite und Deut- 

 lichkeit ausgezeichnet sind. Die starken Eisen- 

 linien des Sonnenspektrums treten im Miraspektrum 

 sehr wenig hervor, und ähnlich steht es auch mit 

 anderen Linien. Sicher festgestellt sind durch 



dunkle Linien im Miraspektrum die Elemente Ca, 

 Fe, Cr, V (durch 1 1 Linien), .'\1 und Sr. Ver- 

 änderungen ließen sich sicher erkennen an der 

 Kalziumlinie g, welche immer breiter wurde, je 

 mehr die Helligkeit des Sterns abnahm. Bei 

 mehreren anderen Linien ist die gleiche Erschei- 

 nung wenigstens als wahrscheinlich zu bezeichnen. 

 Einige Linien wurden überhaupt erst auf den 

 späteren Aufnahmen wahrnehmbar, diese haben 

 die Wellenlängen 3991, 4045, 4094 und 4097. Ihnen 

 entsprechende Sonnenlinien konnten nicht gefunden 

 werden. 



2. Das Bandenspektrum besteht aus vorwiegend 

 zwischen Hy und H; liegenden Banden, deren 

 Herkunft noch nicht mit Sicherheit bestimmt werden 

 konnte. Betrachtet man die Banden als dunkle 

 Absorptionsbanden, so liegt ihre scharfe Begrenzung 

 durchweg nach der violetten Seite zu. Das kon- 

 tinuierliche Spektrum zeigte, wie bereits Sidgreaves 

 1897 bemerkt, eigenartige Veränderungen in der 

 Helligkeitsverteilung. Während der Lichtabnahme 

 des Stern wurde dasselbe zwischen den Wellen- 

 längen 4300 und 5000 schwächer im Vergleich 

 zu dem zwischen 4000 und 4300 liegenden Teile. 

 Es kann diese Erscheinung auch so aufgefaßt 

 werden, daß einige helle Banden zwischen 4300 

 und 5000 schwächer geworden sind. 



3. Das Emissionsspektrum ist für Mira Ceti 

 besonders charakteristisch und daher zur Zeit des 

 Maximums auch früher schon von Wilsing, Camp- 

 bell u. a. studiert worden. Auf den neuen Lick- 

 Aufnahmen waren H ^, H,, H,!, Ht und einige andere, 

 zum Teil dem Eisen angehörende Linien hell. H < 

 und Hf schienen im Vergleich mit den übrigen 

 Wasserstoff linien intensiver zu werden mit ab- 

 nehmender Sternhelligkeit. Besonders interessant 

 sind die vermutlich dem Eisen zugehörigen Linien 

 4308 und 4376. Hier scheinen helle Linien vor- 

 zuliegen, die auf der roten Seite von dunklen be- 

 gleitet werden. Das Emissionsspektrum scheint 

 überhaupt gegen das Absorptionsspektrum nach 

 Violett hin verschoben zu sein. Die hellen Linien 

 wiesen vielerlei zeitliche Veränderungen der Hellig- 

 keit auf; ja einige auf den früheren Platten noch 

 nicht sichtbare Linien (z. B. 459 1) wurden später 

 heller als die WasserstofTlinien. Diese starken 

 Veränderungen der hellen Linien zeigen, daß der 

 Lichtwechsel von Mira Ceti durch andere Ur- 

 sachen bedingt ist, als durch allgemeine Absorption. 

 Diese Ursachen dürften nach Stebbins in inneren 

 Kräften zu suchen sein, da die Konstanz der 

 während des ganzen Beobachtungszeitraumes ge- 

 messenen Linienverschiebungen die Klinkerfues- 

 sche Theorie des dunklen Begleiters unwahrschein- 

 lich macht. 



Ganz ähnlich wie Ceti verhält sich nun auch 

 der etwas weniger bekannte Veränderliche x Cygni, 

 der zwar nie so große Helligkeit im Maximum 

 erreicht wie Mira, aber eine Periode von ähnlicher 

 Länge (406 Tage) und LInregelmäßigkeit zeigt 

 und wie Mira im Maximum durchaus nicht immer 

 die gleiche Helligkeit erreiciit, sondern das eine 



