72 V.ETENSKAPS-AKADEMIENS ÅRSBOK. 



ristiska, tydande på ett ännu högt tryck. Vätgaslinjerna 

 äro i september enligt Sidgreaves icke mera synnerligen 

 framträdande. De utgöras af svaga likformiga band octi äro 

 uppenbarligen stadda i försvinnande, utan att bredden afta- 

 ger. De två härförut ofta omtalade linjerna (0.5004 och 

 0.4957) hafva framträdt i stället för heliumlinjerna 0.502 och 

 0.492, som hafva försvunnit. Den blå heliumlinjen 0.447 har 

 försvunnit, och i stället har en annan linje 0.47 tilltagit i 

 intensitet, sä att den är den mest framträdande i spektrum. 



De amerikanska iakttagelserna äro fullständigare än de 

 ofvannämda, sträcka sig längre och omfatta ett större antal 

 linjer. Då observationerna i juli och augusti 1901 kunde 

 återupptagas, befanns spektrum af Nova Persei innehålla ett 

 stort antal ljusa band af betydlig bredd af hvilka 11 enligt 

 jämförelse sammanfalla med principalbanden hos Nova Aurigpe 

 från 1891. Nebuloskaraktären af spektrum är fullkomligt 

 evident, i det alla principalbanden motsvara kända linjer, 

 som existera i nebulosspektrum. Af dessa band tillhöra 

 flera helium. 



Med afseende på dessa senare har uppmärksamheten blif- 

 vit riktad på ett remarkabelt förhållande. Det är nämligen 

 kändt genom undersökningar af bland andra Runge och 

 Paschen, publicerade i Astrophysical Journal Vol. III, att 

 heliums spektrum består af två serier af linjer och att rela- 

 tiva intensiteten af dessa båda serier varierar med det tryck, 

 under hvilket den strålande gasen befinner sig. Af dessa 

 båda serier är det emellertid endast högtrycksserien, som före- 

 kommer i den nya stjärnan. Däremot synes det, som om 

 båda serierna vore representerade i flertalet nebulosor, ehuru- 

 väl deras relativa ljusstyrka är mycket varierande. Denna 

 omständighet beträffande heliumlinjerna synes bevisa, att 

 strålningen särskildt hos den nya stjärnan icke försiggått 

 under något ytterligt lågt tryck. Därpå tyder ock, såsom 

 of van nämndes, de oerhördt breda banden i dennna stjärnas 

 spektrum. 



Enligt hvad som sålunda blifvit anfördt kan analogien 

 mellan den nya stjärnans spektrum i dess senare stadium och 

 gasnebulosornas spektrum icke vara underkastad något tvif- 

 velsmål. Det synes dessutom vara tydligt, att vid stjärnans 

 utslocknande de tyngre ämnena äro de, som först upphöra 

 att utsända ljus och att strålningen varar längst hos de lätta 



