August 21, 1890] 



NATURE 



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Similar comparisons of the -carbon spectrum with 

 the spectra of other stars of the same type were made, 

 and the coincidences led Vogel to the following final 

 conclusion : — - 



" Die charakteristischen Banden dieser Sternspectra 

 scheinen durch die Absorption von Kohlenwasserstoffen, 

 die in der Atmosphare derbetreffenden Sterne vorhanden 

 sind, hervorgebracht zu werden." 



Quite recently, Mr. Maunder, in commenting upon the 

 Rev. T. E. Espin's admirable revision of Birmingham's 

 '' Red Star Catalogue," wrote : ^ "In the note on No. 364 

 [152 Schjellerup], it should surely have been made clear 

 that the difference between Secchi's and Muggins's account 

 of its spectrum was due to the one having compared it 

 with the spectrum of a hydrocarbon, and the other with 

 that of carbonic oxide, and that the perfect accuracy of 

 Huggins's description has been abundantly confirmed, 

 though, for the reason just given, he missed the re- 

 cognition of the absorption bands of the stellar spectrum 

 as those of carbon." 



Mr. Maunder here refers — I presume with authority — 

 to a statement made by Dr. Huggins which I have not 

 been able to trace. In the note already quoted, Dr. 

 Huggins refers to the spectrum of carbon without giving 

 any idea of the actual compound used for making the 

 comparison, and I have not been able to find any subse- 

 quent statement which justifies Mr. Maunder's remarks. 

 Further, it is not sufficient to simply state the compound 

 used, as the spectrum obtained depends upon the condi- 

 tions of experiment. It does not follow, therefore, that, 

 even if carbonic oxide were employed, the spectrum ob- 

 tained was not the so-called " hydrocarbon " spectrum. 

 I fancy that now most workers are agreed that the band 

 at 517 is a true carbon band, and obtainable, therefore, 

 from any carbon compound. 



Dun^r, in 1884, discussed the evidence as to carbon 

 absorption in stars of type IV.- The mean wave-lengths, 

 given by him for the bands in this group are compared 

 with those found by Vogel in the following table : — 



Vogel's measures. 



Spectrum begins 660 



Band 656 



Band 622 



Band 606*5 



Line in a band SSq'S 



End of the band 584'8 



Line 5757 



Line, beginning of a band 563 • i 



Line 552 



Line 544 



Group of lines 528 



Line, beginning of a band 5159 



Line 5i3'2 



Number of 

 Dun^r's band. Wave-length 



6 (beginning).. 



7 



6 (end) 



8 



9 (beginning).. 



621 



604-8 



589-8 



576-0 



563-3 



551 



545 



528-3 



516-3 



9 (end) 496 



10 (beginning).. 472-7 



10 (end) 463 



End of spectrum 437 



Beginning of a band 



472-9 



Band 437 



Spectrum ends 430 



Dundr compared Vogel's measures and his own with 

 the following wave-lengths of the hydrocarbon bands 

 said to be given by Hasselberg : — "^ 



flfX.. 



Beginning of band "I /618-7 



End „ ,, f' 1594 



Beginning of band \ 

 End „ „ I ^ 



Beginning of band ^ 

 End „ ,, /3 



Beginning of band 1 

 End „ „ /4 



Maximum ... 5 

 Beginning of I)and "I ^ 



End 



563-4 



543 



5164 



507 

 [473-7 

 1 467 



436-7 

 /431-9 

 1 423 



' Observatory^ No. 164, July 1890. 



-' "Sur les Etoilesk Spectres de la Troisien-.e Classe," Stockholm, 



' " Ueber die Spectra der Conieten," p. ai. 



NO. 1086, VOL. 42] 



These values differ slightly from those measured by 

 Hasselberg in 1880, and given in the work referred to by 

 Duncr. 



From a comparison of the two sets of wave-lengths, 

 those found in the spectrum of a body of type IV. and 

 those given by Hasselberg, Dundr concluded that : — 



" Les longueurs d'onde des bandes 6, 9 at 10 dans les 

 spectres 1 11.^ sont done ^ considdrer comma identiques ^ 

 celles des bandes 2, 3, et 4 dans le spectre de I'hydrogene 

 carbone. Mais aussi la longueur d'onde 437 de la 

 bande au violet, ou pour mon rcfracteur etait la fin du 

 spectre, et la longueur d'onde 430 de la fin du spectre 

 visible selon M. Vogel, sont d'accord avec les deux bandes 

 violettes de I'hydrogtine carbon^. On peut done rdgarder 

 comme extremement probable que : 



"Zrj bandes principales dans les spectres Ill.b sont dues 

 a Vabsorption exercee par un compose du carbon qui se 

 troiivc dans les atmospheres de ces 'etoilesT - 



It will be seen from the passage which I have given 

 in a note that most of the discussion had turned on the 

 coincidence between bright carbon bands seen in the 

 laboratory and dark absorption bands seen in stellar 

 spectra (type IV.). It is not a little curious to see 

 Duner, in the passage I have underlined, holding to a 

 possible similarity between stellar and cometary structure 

 based upon carbon radiating in one case and absorbing 

 in the other. 



The next important advance was made by Dr. 

 Copeland, who, in January 1886, in a communication to 

 the Royal Astronomical Society on the spectrum of a new 

 star in Orion, wrote as follows : — ^ 



" The spectrum is unmistakably of the third type, of 

 which a Orionis is the brightest member. But in this 

 star the bright bands are so strikingly developed that they 

 form the most salient parts of the spectrum. Adopting 

 this view an examination of the preceding numbers and 

 the descriptions of the bands, &c., to which they refer, 

 reveals the startling fact that this spectrum is not so 

 much a continuous one, interrupted by dark lines and 

 dusky bands, as a not very luminous spectrum upon 

 which a series of bright bands are superposed. One of 

 the bright bands, that beginning with the 'very bright 

 line,' W.L. 516-2 m.m.m. is most readily identifiable as 



• Duner, in his conclusions as to the spectra of stars of Class III., 

 wrote : — 



"Si Ton passe ensuite a considerer le d^veloppement ultcrieur de 

 I'etoile, il est Evident qu'amesure qu'elle se refroidit davantage, elle parvient 

 enfin a une temperature ou le carbone qui doit se trouver en abondance, 

 soit dans ton atmo'-phcre soit sous une forme quelconque dans son photo- 

 sphere, peut se combiner avec I'e'lcment I'hydrogene ou un autre, qui 

 ensemble avec le carbone donne origine au ' Spectre de Swan.' A parlir de 

 cela, le sp'Ctre se montre coupe par une l.irge et faible bande &. la longueur 

 d'onde 516 mm. et par une autre encore plus pale a 473 mm., et les parties 

 du specire au-dela de celle-ci sont tres faibles. Mais peu a peu ces deux 

 bandes gagnent en intensite, et en meme temps la bande a 563 mm. se fait 

 valoir, d'abord a peine visible, puis de plus en plus forte. A cette epoque 

 se developpe la bande etroite a 576 mm., et finalement les trois bandes 

 principales sont presque egales entre elles en intensite, et on reconnait, 

 dans le spectre, tous les details caracteristiques. Ce serait s'engager dans 

 une discussion inutile si Ton voulait seulement exprimer une supposition sur 

 le moment cu les bandes secondaires dans le rouge et dans I'orange font 

 leur apparition, aucun fait n'etant connu qui put etre cit^ k I'appui. 



"Ce qui est .sans doute tres remarquable c'est que dans les spectres IILi^ 

 on n'aper^oit tra'-e de la bande carbonique a la longueur d'onde 6187 mm. 

 laquelle est si brillante dans les tubes de Plucker contenant de I'hydrogene 

 carbone. Ceci est au reste en parfaite analogic avec ce qu'on voit dans les 

 spectres des cometes qui doivent leur apparence au meme compose carbonique 

 qui les spectres stellaires 111.*, et il y a des analogies aussi pour les autres 

 bandes. Ainsi la bande a 563 mm. est souvent bien faible meme dans de bril- 

 lantes cometes, et la bande dans le vert est toujours la plus forte, au.ssi bien 

 dans les cometes que dans les etoiles. La b.-inde dans le bleu est quelquefois 

 assez faible dans les spectres cometaires, tandis que dans les etoiles eile est 

 seulement un peu plus faible que la bande dans le vert ; mais il faut se 

 souvenir qu'elle est situee dans une partic dej:i tres faible dans les .spectres 

 des Etoiles. II est done foi t possible qu'un affaiblissement mediocre suffise 

 pour rendre entierement imperceptible la lumiere restante. // n'y a done 

 peut-ltrc pas a voir dans cela une diversiU entre les cometes et ces I'toiks. 

 Quant au.\- bandes violettes, elles sont tres faibles dans les tubes de Plilcker 

 mais fortes dans le spectre de la flamme de I'alcool. On en a vu une trace 

 dans les .spectres des cometes les plus brillantes. Dans les Etoiles III.* tres 

 brillantes et pas trop rouges, on a aussi une zone violette laquelle se 

 termine, comme les mesures montrent, a la longueur d'onde 430 mm. done a 

 la position de la seconde de e*s bandes, et a la position de la premiere il y a» 

 dans les spectres de ces Etoiles, une bande." 

 ^ Monthly Notices R.A.S., vol. xlvi., p. 112, 



