BOHLIN, UNDEESÖKNINGAR BETRÄFFANDE GASNEBULOSOR. 69 



I alia de undersökta nebnlosorna äro linjerna fina och. 

 markerade, vätelinjerna i vakuuniröret äro icke finare eller 

 skarpare. Blott vid nebulosans kärna äro linjerna breda och 

 diffusa — ett förhällande, som gifver vid handen, att de 

 planetariska nebulosorna bestå af gaser, hvilka äro i färd 

 med att kondenseras och hvilka i centrum redan besitta en 

 jämförelsevis stor täthet och där förekomma under afsevärdt 

 tryck. 



Ett märkvärdigt förhållande är, att den första af vätets H- 

 linjer saknas hos nebulosorna, under det den i det GEissLERska 

 röret framträder tj^-dligast af alla vätgaslinjer. Detta för- 

 hållande, som äfven gäller en del variabla stjärnor, såsom R 

 Andromedfe, V Cassiopeja och ji Lyrte, skall måhända en 

 gång gifva oss en närmare förklaring på dessa objekts natur. 



På det hela taget är enligt 'Keeler nebulosornas spektrum 

 ett sådant, som tyder på en hög temperatur, huru svårt det än 

 må vara att gifva en förklaring på detta faktum. Men tem- 

 peraturen kunde vara hr)g i den bemärkelse, att jämförelse- 

 vis få molekyler halva mycket stor hastighet och rörelse- 

 energi, under det att större delen af molekylerna befinna sig 

 i mindre hastiga oscillationer, så att gasens medeltemperatur 

 dock må kunna vara låg. Det ofta observerade kontinuer- 

 liga spektrum tyder ju ock på ett glödande tillstånd hos de 

 centrala delarna af nebulosan, något som naturligtvis ej ute- 

 sluter, att de yttre partierna kunna vara i ett elektriseradt 

 tillstånd och utsända elektriskt ljus. 



LocKYER är åter för sin del af den åsikten, att nebu- 

 losorna i det hela befinna sig vid låg temperatur. Han till- 

 skrifver den t. ex. i G. C. 4390 uppträdande Dg-linjen någon 

 modifikation af vätet, en åsikt, som dock torde böra känne- 

 tecknas såsom otillräckligt begrundad. 



Ingendera af de båda första nebulosalinjerna kan enligt 

 Keeler identifieras vare sig med kväfve, magnesium, bly 

 eller något annat kändt element, och äfven är det tvifvelak- 

 tigt, om den stundom, såsom t. ex. i Orion-nebulosan före- 

 kommande D.j -linjen, verkligen får tillskrifvas helium. 



]\Ien då de båda första nebulösa-linjerna, såsom Keeler 

 först anmärkt, hafva ett konstant intensitetsförhållande för 

 alla undersökta nebulosor, så föreligger någon sannolikhet 

 för, att de härröra af ett och samma ämne, måhända ett ele- 

 ment af samma natur som helium. Antagligt är i alla hän- 



