^o6 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. I. Nr. 26 



lieh zu schreiben:*) „\'on der Nova Persei konnte mit 

 Recht eine weitere Bestätigung für die Zulässigkeit der 

 erwähnten Hj-pothese erwartet werden, und die Ent- 

 täuschung war nicht gering, als die photographischen 

 Aufnahmen des in einfachen Okularspektroskopen hell- 

 leuchtenden Sternspektrums auf den ersten Blick so gut 

 wie gar kein Detail erkennen Hessen" und weiterhin: 

 „Alles was man am 23. Februar beobachten konnte: die 

 auffallende Schärfe der Calciumlinien, das Fehlen der 

 Emissionslinien, die starke Verschiebung der Absorptions- 

 linien nach der brechbareren Seite des Spektrums, wider- 

 sprach dem, was man nach der erwähnten Theorie zu er- 

 warten hatte." 



Schon am nächsten Tage, am 24. Februar, hatte sich 

 aber die Sachlage vollkommen verändert. Harvardauf- 

 nahmen zeigten, dass das Spektrum bereits ähnlich dem 

 der Nova Aurigae geworden war und sich daher dem typi- 

 schen Spektrum der neuen Sterne bedeutend genähert 

 hatte. Die Hauptlinien waren dunkel, aber bereits von 

 deutlichen hellen Nachbarlinien an der weniger brechbaren 

 Seite begleitet. Die hellen Emissionslinien neben He und 

 K waren umgekehrt und zeigten sich von schmalen, 

 scharfen, schwarzen Linien durchzogen. Diese letzteren 

 und eine Linie von etwas kürzerer Wellenlänge wie Hri 

 waren scharf, alle anderen Linien und Bänder waren ziem- 

 lich stark verwaschen. 



Am 25. Februar erschienen auf Harvardphotographien 

 auch die Hö-, Hy- und Hß-llmen umgekehrt und von einer 

 oder mehreren schmalen Linien durchzogen. Das Spektrum 

 hatte sich also dem Typus der Novaspektren noch weiter 

 genähert. 



Am nächsten Abende (26. Februar), sowie am 

 27. Februar und am 2., 3. und 4. März gelangen Dr. Hart- 

 mann, Eberhard und Ludendorff in Potsdam wieder zahl- 

 reiche Aufnahmen des Spektrums, welche von Geheimrat 

 Vogel in der oben zitierten Arbeit näher beschrieben 

 werden. Dieselben zeigten die Absorptionslinien viel 

 deutlicher. Den dunklen IJnien waren intensive und sehr 

 breite, an der weniger brechbaren Seite verwaschene 

 Emissionsbänder angelagert, deren Mitte stark nach Rot 

 verschoben erschien, während ihre Intensitätsmaxima un- 

 gefähr mit der normalen Lage der Linien zusammentrafen. 

 Die Absorptionslinien sind noch viel weiter gegen Violett 

 gerückt, als dies bereits am 23. Februar der Fall war. 

 Das Spektrum rechtfertigte jetzt also bereits vollkommen 

 die Wilsing'schen Untersuchungen über die Metall- und 

 Wasserstoffspektra bei erhöhtem Druck. Nur die Calcium- 

 linien H und K waren scharf geblieben. 



Am 27. Februar erschien die H-Linie nach Beobach- 

 tungen Mac Clean's**) als schlecht begrenzte Absorptions- 

 linie mit einem an der roten Seite angelagerten, hellen 

 Band. Die Heliumlinie D., konnte nicht mit Sicherheit 

 wahrgenommen werden. Auch die K-Linie war deutlich 

 zu sehen, sowie einige andere Absorptionsbänder, welche 

 vielleicht durch Calcium und Titanium hervorgerufen 

 waren. 



Am 28. Februar hatte die Yerkes-Sternwarte mit den 

 Beobachtungen begonnen. Eine von Ellerman an diesem 

 Tage mit dem Einprisma-Spektrographen aufgenommene 

 Photographie wurde von E. Haie vermessen. Das Spek- 

 trum scheint auch Haie dem der Nova Aurigae durchaus 

 ähnlich. Die dunklen H-Linien sind wieder an der 

 weniger brechbaren Seite von hellen Bändern begleitet. 

 Auf diesen letzteren, sowie auf den hellen C- und F-Linien, 

 welche ziemlich breit sind, bemerkt man dunkle, schmale 

 Umkehrungslinien, welche nach Hale's Meinung wahr- 



scheinlich durcli Absorption in den Schichten eines käl- 

 teren und unter geringerem Druck stehenden Gases ent- 

 stehen. Alle diese Beobachtungen Hessen sich durch 

 visuelle Beobachtung mit dem Dreiprismen-Spektrographen 

 verifizieren. 



Die Na-Linie gestattete eine Messung der Geschwindig- 

 keit im Msionsradius, aus welcher hervorgeht, dass sich 

 der Stern mit geringer Geschwindigkeit von uns entfernt. 

 Hartmanns Messungen an den Linien H und K im Spek- 

 trum vom 23. Februar werden dadurch also bestätigt. 



D., vermutete Haie als Absorptionslinie. Auch die 

 Hauptlinie der Nebelflecke glaubte Haie in einem Bande, 

 das sich von l = 5002 ,«,</ bis l^ 504-1 ;«,« erstreckte, 

 zu erkennen. An der Stelle der zweiten Nebellinie lag 

 aber nur ein sehr schwaches Band (l = 49ri fiu bis 

 /. = 498-8 1.11.1). Die grüne Coronalinie von der Wellen- 

 länge /. = 530-3 /(/( schien mit der brechbareren Kante 

 eines hellen Bandes zusammenzufallen. Ein anderes 

 Emissionsband zeigte sich zwischen den Wellenlängen 

 /, = 515-4 /(,(( und /. = 520-2 flu an der Stelle der Mag- 

 nesiumlinie b. 



Soweit die Beobachtungen, welche den ersten Zeit- 

 raum \'on der Entdeckung der Nova bis Anfang März aus- 

 füllten. Wir wollen nun versuchen, die eigentümlichen 

 \'orgänge, welche schon in dieser kurzen Zeit im Nova- 

 spektrum vor sich gegangen waren, an der Hand der 

 Wilsing'schen Versuche*) über diese Art der Doppel- 

 spektra zu erklären. Schon früher war man auf die 

 starken Linienverschiebungen und die daraus resultieren- 

 den, ungeheuren Geschwindigkeiten im Visionsradius auf- 

 merksam geworden, welche in den Spektren der neuen 

 Sterne gewöhnlich auftreten. Als dann in neuerer Zeit 

 mehrere gewiegte Beobachter sich der Bestimmung von 

 Geschwindigkeiten zahlreicher Fixsterne in der Gesichts- 

 linie zuwandten, und dabei bei keinem Objekt derart 

 grosse Werte konstatieren konnten, wurde das, was man 

 früher nur hier und da als Vermutung ausgesprochen hatte, 

 dass nämlich anderweitige Umstände diese immensen 

 Verschiebungen der Spektrallinien hervorrufen, immer 

 mehr und mehr zur Gewissheit, und das um so eher, als 

 inzwischen gewiegte Spektroskopiker die Spektren ver- 

 schiedentlicher Stoffe unter veränderten äusseren Bedin- 

 gungen studiert und gewisse Veränderungen in der Lage 

 der Linien gefunden hatten. 



Schon G. C. Schmidt und E. Wiedemann hatten kon- 

 statiert, dass bei den fluoreszierenden Körpern die hellen 

 Bänder gewöhnlich weniger brechbar sind als die Ab- 

 sorptionslinien und dass die Grösse dieser \'erschiebungen 

 von der Konzentration abhängig sei. Paschen fand dann 

 bei L'ntersuchung des Spektrums der Kohlensäure die 

 wichtige Relation, dass die Emissionsstreifen mit zu- 

 nehmender Temperatur nach der roten Seite des Farben- 

 bandes wandern. Dadurch, dass er die erhitzte Kohlen- 

 säure zwischen den Spalt des Spektroskops und eine 

 Lichtquelle mit kontinuierlichem Spektrum brachte, er- 

 zielte er regelrechte Doppelspektra, indem die in der 

 Luft enthaltene Kohlensäure von normaler Temperatur 

 aus dem breiten gegen Rot verschobenen E^missionsband 

 des erhitzten Dampfes nur einen Strahlenkomplex ab- 

 sorbierte, der im Sjiektrum an normaler Stelle, also an 

 der brechbaren Kante des P^missionsbandes lag. W. J. Hum- 

 phrey und J. F. Mohler untersuchten das Spektrum der 

 Metalle im Lichtbogen bei erhöhtem Druck. Auch sie 

 fanden, dass die Linien immer mehr gegen die rote Seite 

 des Spektrums wanderten, je mehr der Druck gesteigert 

 wurde, unter dem die Entladung vor sich ging. Wenn 

 sie aber bei Anwendung eines Druckes von 1 2 Atnio- 



*) Sitzungsberichte der kii 

 März. 

 **) Monthlv Noticcs, März 



Akademie 1901. XVI. 



*) Sitzungsberichte der königl. preu 

 Schäften 1899. XXIV. pag. 426. 



