144 Sitzini]ü; der jiliysiUaliscli- inalheniatischen Classe vom 13. Februar. 



Im Folgenden nun möchte ich auf einige Resultate aufmerksam 

 machen, welche sich aus den Untersuchungen der Sternspectra der 

 I. Classe ergeben haben, und welche, wie ich besonders hervorhebe, 

 aus directen Beobachtungen nicht wohl erhalten werden können. 

 Auf einige dieser Punkte ist in der erwähnten vorläufigen Mitthei- 

 lung schon kurz hingewiesen worden. 



1. 



In den Spectren des Typus la erscheinen die Wasserstoff linien 

 ausserordentlich breit und verwasclien, während die etwa vorhandenen 

 Linien der übrigen Metalle nur sehr fein und zart angedeutet sind, 

 und in einzelnen Fällen sogar imr dadurch zur Sichtbarkeit gelangen, 

 dass sie in Gruppen vereint auftreten. Eine Ausnahme von dieser 

 Regel findet nur für zwei Linien statt, deren Wellenlängen ich zu 

 448.14 und 447.14 |W|W bestimmen konnte. Die erste dieser Linien ist 

 ohne Zweifel identisch mit der Linie 44.8.14.1 jjljjl im Sonnenspectrum, 

 welche dem Magnesium zugehört, während für die andere, deren 

 Wellenlänge nach Diflerenzmessungen gegen die Mg -Linie genauer 

 zu 447.136 /.X|Oi anzusetzen ist, eine entsprechende Linie im Sonnen- 

 sjiectrum nicht auftritt. Das eigentliümliche Verhalten dieser Linien, 

 die im Spoctrum von /3 Orionis , e Orionis und /3 Persei neben einander 

 vorkommen, während in allen anderen von mir bisher untersuchten 

 Sternsj^ectren stets nur eine derselben vorhanden ist, besteht nun 

 darin, dass, so lange sie ausser den Wassei'stoff linien die einzigen 

 des Spectrums sind — in dem untersuchten Theile des Spectrums 

 von F bis H ist ein Urtheil über das Vorkommen des wahrschein- 

 lich in diesen Sternen vorhandenen Natriums nicht möglich, da Linien 

 dieses Metalls nur in den weniger brech1)aren Theilen des Spectrums 

 auftreten — ihr Aussehen sich nach demjenigen der Wasserstoftlinien 

 richtet; je mehr die letzteren breit und verwaschen erscheinen, um so 

 mehr findet diess auch bei diesen Linien statt. Sobald aber noch andere 

 Metalllinien auftreten, und zwar besonders, wie es scheint, diejenigen 

 des Eisens, erscheinen auch die beiden Linien 448.14 und 447.14 jjl/j. 

 fein und scharf, genau so wie die anderen. Der Magnesiumdampf und 

 der der Linie 447.14 |U|U entsprechende unbekannte Stoff treten also 

 bereits in einem frähen Übergangsstadium der Sterne in denjenigen 

 Zustand über, wie ihn der Wasserstoff erst dann annimmt, wenn die 

 Metalllinien zahlreich und stark wei-den, mit anderen Worten wenn 

 die Abkühlung soweit vorgeschritten ist, dass der zweite Spectraltypus 

 erreicht wird. 



