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nennen darf, und in welche die Sonne ein- 
getreten zu ſein ſcheint, werden die Linien 
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der nicht metalliſchen Elemente allein hell 
erſcheinen, gehen aber bei ihrer relativen | 
Schwäche und den großen Entfernungen 
der Sterne zum Theil verloren, ehe ſie 
unſere Spektroſcope erreichen. Wenn aber 
die Verbrennungszone genügend vorgedrun— 
gen iſt, um die metalliſchen Linien aus 
dunklen in helle zu verwandeln, ſo werden 
ſie die Linien der Nichtmetalle an Hellig— 
keit übertreffen, und wir werden ein von | 
den hellen Linien der Metalle kleinſter Dampf— 
dichte durchzogenes continuirliches Spektrum 
erhalten. Solche Sterne können nur unter 
denjenigen erwartet werden, welche jo zu 
ſagen in die letzte Phaſe ihrer chemiſchen 
Periode eingetreten find. Es iſt bezeich— 
nend, das y Cassiopeiae, p Lyrae und 
„ Argo, drei Sterne mit hellen Linien, 
ſämmtlich ein ſo verwickeltes Spektrum 
zeigen, daß ſie dieſe Anſicht unterſtützen. 
Vor der wirklichen Umkehrung der Metall— 
linien muß eine Periode in der Lebensge— 
ſchichte vieler Sterne vorausgeſetzt werden, 
in welcher die Temperatur und Ausdehn— 
ung der Verbrennungszone gerade hinreicht, 
die dunklen Linien derjenigen Metalle aus— 
zulöſchen, welche ſchließlich als helle Linien 
auftreten werden. Dies mag möglicher— 
weile mit den Waſſerſtofflinien in & Orio- 
nis jetzt der Fall ſein, und nach der vor— 
liegenden Hypotheſe kann es vielleicht vor— 
ausgeſagt werden, daß dieſer Stern früher 
oder ſpäter permanent helle Waſſerſtofflinien 
darbieten wird.“ Meldola macht noch 
darauf aufmerkſam, daß man dieſe perio— 
diſche Aufbeſſerung der Temperaturverhält— 
niſſe ſich abkühlender Geſtirne durch chemiſche 
Thätigkeit bei Altersberechnungen in Betracht 
ziehen müſſe, und daß dieſe Auffaſſung auch 
auf das Problem einiger veränderlicher 
Kleinere Mittheilungen und Journalſchau. 
Sterne und namentlich der plötzlich auf— 
lodernden Sterne angewendet werden könne.“) 
Die Unterſuchung der Linien im ultra— 
violetten Theile des Sonnen-Spektrums, 
deſſen Ausdehnung ſich nach der Höhe der 
Sonne richtet und zwiſchen elf Uhr und 
ein Uhr dreißig Minuten am größeſten iſt, 
ſowie Betrachtungen über die relative In— 
tenſität der dunklen Linien haben A. Cornu 
zu dem auch früher bereits vermutheten 
Schluſſe geführt, daß in dieſer Intenfitäts- 
ſtärte ein Mittel zur quantitativen Schätz— 
ung der Beſtandtheile gegeben ſei, welche 
in den abſorbirenden Schichten der Sonnen— 
hülle enthalten find. Nach dieſer Anſchau— 
ungsweiſe ergäbe ſich dann, daß der Eiſen— 
dampf, dem bei Weitem die meiſten und 
dunkelſten Linien des gewöhnlichen wie des 
ultravioletten Spektrums entſprechen, auch 
am weitaus reichlichſten daſelbſt vorhanden 
ſei. An die zweite Stelle kämen Nickel 
und Magneſium, dann Calcium, Alumi— 
nium, Natrium, Waſſerſtoff, endlich Man— 
gan, Cobalt, Titan, Chrom und Zinn. 
Prüft man dieſe nach der Menge ihres 
Vorkommens an der Sonnenoberfläche ge— 
ordnete Reihe von Elementen, in welcher 
Eiſen, Nickel und Magneſium die Haupt⸗ 
rolle ſpielen, ſo wird man überraſcht von 
der Analogie dieſer Zuſammenſetzung mit 
derjenigen der Meteoriten, deren größter 
Theil aus Eiſen mit Yo Nickel verbunden 
beſteht. In dem Meteoreiſen kommt dieſe 
Legirung faſt rein vor, in den Meteor— 
ſteinen erſcheint das Nickeleiſen mit Mag— 
neſia-Silikaten verſchiedener Zuſammenſetz— 
ung gemiſcht. Das auf den ultravioletten 
Theil ausgedehnte Studium des Spektrums 
führt ſomit zu dem Schluſſe, daß die Lage 
und relative Helligkeit der dunklen Linien 
des Sonnenſpektrums durch das abſorbirende 
*) Philosophical Magazine July 1878. 
