Nr. 28. 
Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 
bleibt, alle Sterne in Bezug auf ihre Temperatur auf 
gleiche Stufe zu stellen. So kommen Sterne vor, bei denen 
die Wasserstofflinien von gleicher Stärke sind, während 
die übrigen Linien alle und erheblich von einander ab- 
weichen. 
Eine Zusammenordnung solcher Sterne in eine 
"Classe ist offenbar nicht thunlich, sondern es müssen für 
sie besondere Unterelassen aufgestellt werden. 
Es ist nun bekannt, dass Herr Lockyer vor einigen 
Jahren eine kosmogonische Hypothese aufstellte, nach 
der alle Himmelskörper aus meteorischen Schwärmen ent- 
standen sind, bezw. solche Schwärme in verschiedenen 
Zuständen der Condensation sind. Auf Grund dieser 
Hypothese hatte die physikalische Classification der 
Himmelskörper auch ein gegen früher etwas verschiedenes 
Aussehen erhalten, 
da bei 
ihrer Annahme die Vor- 
stellungen über den Gang der Entwiekelung zu modifi- 
eiren war, indem jetzt nicht mehr, wie für die Laplace’sche 
Hypothese, der Anfangszustand eines Körpers auch der 
heisseste war, sondern der letztere viel später eintritt. 
Es wurde daher im Rahmen von Lockyers „meteoric 
hypothesis“ nothwendig, auch Körper mit wachsender 
Temperatur anzunehmen, nicht nur mit abnehmender, 
wie es für die Laplace’sche Annahme lediglich erforder- 
lieh ist. 
Loekyer vergleicht nun die Vorstellungen, welche 
seine Hypothese in den einzelnen Fällen liefert, mit den 
Resultaten, die uns seine photographischen Aufnahmen an 
die Hand geben. 
Die folgende Zusammenstellung giebt 
einen Ueberblick über diese Vergleichung: 
Nebel. 
Nach Lockyers Hypothese 
haben die hellen Linien der 
Nebelspeetren folgenden drei- 
fachen Ursprung: 
l. Sie sind Linien, welche 
von Stoffen herrühren, welche 
die Zwischenräume zwischen 
einzelnen Meteoren ausfüllen. 
Unter diesen Substanzen dürfen 
wir auf Grund unserer Labora- 
toriumsversuche vornehmlich 
Wasserstoff und gasförwige 
Kohlenstoffverbindungen er- 
warten. 
2. Da die weitaus grösste 
Zahl von Zusammenstössen 
zwischen den einzelnen Meteo- 
riten nur theilweise (stärkere 
Streifungen) sein werden, so 
werden dieselben auch nur ver- 
hältnissmässig geringe 'Tempe- 
raturerhöhungen zur Folge 
haben können. 
3. Ohne Zweifel werden aber 
auch eine, wenn wohl auch nur 
geringe Zahl direceter und voll- 
kommener Zusammenstösse vor- 
kommen, die dann sehr hole 
Temperaturen veranlassen, was 
sich durch entsprechende Linien 
im Spectrum offenbar machen 
muss. 
Die Beobachtung liefert: 
1. Linien, deren Wellenlän- 
gen ausserordentlich nahe gleich 
denjenigen der Wasserstofflinien 
sind, ebenso Linien, deren 
Wellenlängen in grosser An- 
näherung übereinstimmten mit 
derjenigen der hellen Kohlen- 
stoffbanden. 
2. Nalıe bei der Wellenlänge 
ı = 500 findet sich eine kleine 
helle Bunde, wahrscheinlich 
dem Magnesium angelörig; 
Eisen-Caleiuin-Magnesiumlinien 
treten auf. 
3. Die der Chromosphäre an- 
gehörende Linie D, und eine 
dort stets mit ihr zusammen 
vorkommende Linie (A = 4471) 
sind in der That im Spectrum 
des grossen Orion-Nebels ge- 
funden worden. 
Sterne mit nur hellen Linien. 
Die Linien dieser Spectren 
müssen der Hypothese nach mit 
denen der Nebelspectren im 
Grossen und Ganzen überein- 
stimmen, 
Professor Pickering hat in 
der That gefunden, dass die 
hellen Linien der Spectra dieser 
Sterne nahezu identisch sind 
mit denen der Nebelspectra. 
239 
Sterne mit zunehmender Temperatur. 
1. Zustand. Im Anschluss 
an den Zustand, in dem das 
Spectrum nur helle Linien 
aufweist, muss sich ein an- 
derer ausbilden, indem die 
bellen Linien, welche der in 
Zwischenräumen zwischen den 
Meteoriten existirenden Materie 
entsprechen, verschwinden, wäh- 
rend an ihrer Stelle dunkle 
Linien erscheinen, die durch 
die Absorption der die glühen- 
den Meteoriten umgebenden 
Dämpfe entstehen. 
Da nun die Zwischenräume 
bei der fortschreitenden Con- 
densation sich verengern, so 
müssen die Absorptionserschei- 
nungen zunehmen; und jene 
streifenförmige, auf Metall- 
dämpfe niedriger Temperatur 
weisende Absorption wird auf- 
treten. Die von den Zwischen- 
räumen ausgehenden Strahlen 
werden sich nun wesentlich in 
den hellen Kohlenstofflinien 
offenbaren. 
Unter solchen Umständen 
wird der Betrag continuirlicher 
Absorption am blauen Ende am 
grössten sein. 
2. Zustand. Bei weiter fort- 
schreitender Condensation müs- 
sen die von der Strahlung der 
Zwischenräume herrührenden 
hellen ‚Linien nach und nach 
verschwinden; dunkle Linien 
werden an Stelle der streifigen 
Absorption bei zunehmender 
Temperatur treten, obgleich 
diese lineare Absorption nicht 
nothwendig übereinzustimmen 
braucht mit der im Sonnen- 
spectrum. 
3. Zustand. a. Die lineare 
Absorption und die continuir- 
liche Absorption am blauen 
Ende werden mehr und mehr 
mit der Zahl der einzelnen Con- 
densationen abnehmen, da dann 
nur noch diejenigen Dämpfe, 
welche in den höchsten Schich- 
ten der Atmosphären der qu. 
Condensationsgebiete schweben, 
Absorptionserscheinungen her- 
vorbringen können, und zwar 
in Bezug auf die hellen conti- 
nuirlichen Speetren der unter 
ihnen liegenden noch im 
Störungszustande befindlichen 
Theile der betreffenden Atmo- 
sphären. 
b. Die Condensation nimmt 
weiter zu. Die Linien des Bi- 
sens und anderer Stoffe ver- 
schwinden, da nunmehr die 
hellen Linien, die von den 
Zwischenräumen herrühren, sich 
mehr und mehr ausgleichen mit 
den denselben Stellen im Spec- 
trum entsprechenden Absvurp- 
tionslinien, die von den umge- 
ı benden Dämpfen herrühren. 
‚liche Absorption am 
Die Spectra der von Lockyer 
in seiner jetzigen dritten Ta- 
belle vereinigten Classe von 
Sternen zeigen vollkommen den 
hier von der Hypothese gefor- 
derten Charakter. 
Die dunkeln Streifen des 
sichtbaren Spectrums stimmen 
ihrer Lage nach sehr nahe mit 
jenen zusammen, welche die bei 
niedriger Temperatur entwor- 
fenen Spectra von Mangan, Blei 
und Eisen zeigen. Die Photo- 
graphie weist deutlich auf die 
Anwesenheit glühender Kohlen- 
stoffe hin. 
Die aufgenommenen Photo- 
graphien zeigen in der That 
eine sehr merkliche continuir- 
liche Absorption im Ultraviolet 
und im Violet. 
Diethatsächlich beobachteten 
Spectra enthalten allerdings 
zahlreiche dunkle Linien, die 
indessen nichtgenau zusammen- 
fallen mit denen des solaren 
Spectrums. Typen von Sternen 
dieser Entwickelungsstufe sind 
a Tauri und y Cygni. 
Erscheinungen dieser Art 
finden wir bei Sternen, wie « 
Cygni, Rigel, Bellatrix, ö Orio- 
nis und « Virginis. Bei ihnen 
ist in der That keine continuir- 
blauen 
und ihre 
lineare 
Ende zu constatiren 
Spectren zeigen nur 
Absorption. 
Bei « Cygni zeigen sich noch 
einige der grössten Eisenlinien. 
Bei anderen Sternen, die im 
Uebrigen zur selben Classe ge- 
hören, aber offenbarschon weiter 
fortgeschritten sind, verschwin- 
den diese Linien. 
