954 Sitzung der pliysikaliscli-iiiatheinatischen Classe vom 24. October. 



Mein früher, vor mehr als 20 Jahren, gemaehter Versuch einer 

 von dem oben bezeichneten Standpunkte ausgehenden Eintheilung der 

 Sternspectra ' hat trotz der enormen Fortschritte der Sternspectral- 

 analyse in den letzten Jahren, namentlich auch durch die feinen, 

 detaillirten Untersuchungen über die Spectra von Schkiner, im Wesent- 

 lichen nur eine Bestätigung erfahren. 



In Bezug auf die Sterne der III. Spectralclasse ist auch jetzt noch 

 die directe Beobachtung in dem Aveniger brechbaren Theile des Spec- 

 trums der photographischen Aufnahme vorzuziehen. Für die von mir 

 aufgestellten Abtheilungen a und h fehlt das Kriterium, welche von 

 beiden einer mehr vorgeschrittenen Entwickelung angehört, gänzlich. 

 Es lässt sich nur so viel sagen, dass bei beiden Abtheilungen die 

 Atmosphaeren der Sterne so weit abgekühlt sind, dass die Disso- 

 ciation der Stoffe aufhört und Verbindungen sich halten können. Es 

 ist deshalb kein Grund gegeben, die Sterne der Classe III6, bei welchen 

 hauptsächlich Kohlenwasserstoffe die Absorptionsbänder hervorbrin- 

 gen, in eine besondere IV. Classe zu verweisen. Desgleichen ist zur 

 Erkennung der Spectra der IL Spectralclasse die directe Beobachtung 

 sehr geeignet. Auch hier ist kein Grund vorhanden , andere Unterab- 

 theilungen, als die beiden von mir angenommenen, aufzustellen, ehe 

 noch genauere Untersuchungen über die Spectra der Classe II h vor- 

 liegen. 



Anders verhält es sirli mit den .Spectren der I. Spectralclasse. 

 Bei diesen Spectren ermöglicht die Anwendung der Photographie, 

 im Allgemeinen weiter zu gehen und feinere Unterscheidungsmerk- 

 male aufzustellen, als es früher der Fall war. Es scheint auch 

 das Studium des Spectrums dieser Sterne insofern von besonderem 

 Interesse, als man. von dem einfachsten Spectrum, in dem nur die 

 Wasserstofflinien erkennbar sind, ausgehend, die ersten Spuren einer 

 weiteren Entwickelung durch das Hinzutreten von Linien anderer Stoffe 

 auffinden und verfolgen kann bis zu den mit zahllosen Linien durch- 

 zogenen Spectren der II. Spectralclasse. Vielleicht gelingt es bei noch 

 weiterer Erforschung der Einzelheiten in den Spectreu der Classe I, 

 die ersten Anfange und einzelne Glieder der beiden aus einander gehen- 

 den Reihen zu finden, deren Endglieder die im Aussehen so verschie- 

 denen Spectra der Si")ectralclasse III r/ und Vilh sind. 



Im Besondern haben mich die oben mitgetheilten Beobachtungen 

 zu der Ansicht geführt, dass das Auftreten der Linien des Cleveit- 

 gases in den Sternspeetren sehr zu beachten ist und ein geeignetes 

 Mittel zur Classification der Spectra abgeben kann. Das Cleveitgas 



Astr. Nachr. Nr. 2000. 



