Vor.ni. : Classification der Sterne vom ersten Spectraltypiis. 055 



hat in seinem spectraleii Verhalten so viel Ähnlichkeit mit dem 

 Wasscrstoft", wie das schon längst bekannt ist durch das stets gemein- 

 same Auftreten der Linie D^ mit den Wasserstoü'linien an allen Stellen 

 der Chromosphaere der Sonne, sowie in den Protuberanzen, dass man 

 neben den Wasserstofl'linien an erster Stelle das Auftreten der Spectral- 

 linien des Cleveitgases erwarten kann. Das linienarnie 8[)ectrum dieses 

 Gases ist ganz besonders geeignet, leicht erkannt zu werden. Wenn- 

 gleich die hellste Linie A 388.9^//, wie schon erwähnt, so nahe mit 

 der in den Spectren der I. Classe nie fehlenden AVasserstofflinie H^ 

 zusammenlallt, dass eine Trenmnig nicht möglich ist und nur in sel- 

 tenen Fällen die Suumiirung der beiden kräftigen Linien so deutlich 

 erscheinen wird, Avie im Sjiectrum von jSLyrae, so sind die Linien 

 A. 382.0 /U/i, \386.8yu/i. X ^02.6 fi/üi und A 447.2/.!^ und im weniger 

 brechbaren Theile des Spectrums die Linien A 492.2 ///i. A 501.6^^ 

 und die Linie D^ \ ^8y.6 fJtfx so leicht aufzufinden und .sicher zu er- 

 kennen . dass der Nachweis des Vorhandenseins von Cleveitgas keine 

 Schwierigkeiten bereitet. Im brechbareren Theile genügt die Con- 

 statirung des Vorhandenseins der in keinem der bisher untersuchten 

 Spectra, in Avelchem Linien des Cleveitgases auftreten, fehlenden Linie 

 von der Wellenlänge 402.6 ///i; sie liegt im prismatischen Spectrum 

 nahe in der Mitte zwischen den Wasserstotflinien He und HS. 



Als zweites Unterscheidungsmerkmal für Unterabtheilungen der 

 L Spectralclasse ist das Auftreten der Calciumlinien A393.381U1U und 

 A 396.86 /i/y, welch' letztere sehr nahe mit der Wasserstofflinie 

 //e (A 397.02 |U|U) zu.sammenfällt. geeignet. Erseheint die erste der 

 Liiüen schmal und scharf, so ülit die zweite nur einen sehr geringen 

 Kinlluss auf die Wasserstofflinie He aus. Nehmen jedoch die Ca- 

 Liiiien an Intensität und Breite zu, so wird die Verbreiterung von 

 Ue sehr merkbar, und beide Linien überragen in Bezug auf Liten- 

 siiat und Breite .sehr liald die starken und meist breiten Wasserstoff- 

 liiiicu der Spectra der L Classe; sie bilden bei weiterer Entwiekelung 

 das i'ür die II. Spectralclasse so charakteristische Linienpaar, welches 

 Fu.\L"Ni[OFER mit // bezeichnet hat. 



Ich glaul)e. dass die nachstehende Eintheilung der Sterne der 

 ersten Spectralclasse, die ich mir hiermit vorzuschlagen erlaube, dem 

 jetzigen Standpunkt der Wissenschaft entsprechen dürfte und für län- 

 gere Zeit wird gebraucht werden können. Ich bin bei der Aufstellung 

 derselben liestreljt gewesen, mich incjglichst der früher von mir ge- 

 gelieneii Eintheilung anzuschliessen. Nach dem heutigen Standpunkte 

 dürfte es vielleicht besser erscheinen, die selten vorkommenden Sterne, 

 in deren Spectren die Linien liell sind, an erste Stelle zu setzen, 

 als auf der ersten Stufe der Entwiekelung stehend: da aber eine de- 



