Spheinkr: Vhev die Sternspectra vom I. Typus. 145 



Die bisher noch nie beobachtete Linie 447.14 f/ijw kommt nun mit 

 einer einzigen Ausnahme (/3 Persei) unter allen von mir untersuchten 

 Spectren nur in den Sternen der ersten Spectralclasse des Orion vor' 

 und zwar in sämmtlichen, nämlich in ß, y, S, s und ^. 



Von Copeland ist im Spectrum des Orionnebels eine schwache 

 Linie bei der Wellenlänge 447.6 |U|i^ geftinden worden; auf eine An- 

 frage hin hatte Hr. Prof. Copeland die Güte mir mitzutheilen, dass die 

 Bestimmung der Wellenlänge dieser Linie bei der grossen Lichtschwäche 

 derselben innerhalb der Grenzen +o.^ijlij. durchaus unsicher, und dass 

 die Linie daher wahrscheinlich mit der von mir gefundenen identisch 

 sei. Mit der Magnesiumlinie kann sie nicht zusammenfallen, da die 

 übi'igen helleren Magnesiumlinien in Nebelspectren nicht sichtbar sind. 



Der durch das gemeinsame Auftreten dieser sonst augenscheinlich 

 nur selten vorkommenden Linie documentirte physikalische Zusammen- 

 hang zwischen den genannten Orionsternen würde hiermit auch auf 

 den Orionnebel auszudehnen sein. Die Entfernung des letztern wäre 

 danach entgegen früheren Voi'stellungen noch viel kleiner zu schätzen, 

 als es nach den neuesten Untersuchungen von Huggins bereits zu ge- 

 schehen hätte, welche einen Zusammenhang der Sterne des Trapezes 

 mit dem Nebel wahrscheinlich gemacht, jedenfalls nachgewiesen haben, 

 dass in ihrer nächsten Umgebung die Nebelmaterie in verdichtetem 

 Zustande vorhanden ist. 



Die Spectra der Classe Ib unterscheiden sich von denjenigen der 

 Classe la wesentlich dadiu'ch, dass die WasserstoffUnien sowohl wie 

 die anderen Metalllinien von nahe gleicher Breite sind und eine 

 Schärfe der Begrenzmig aufweisen, wie sie der Breite der Linien nach 

 nicht zu erwarten ist. Sie sind etwa dreimal so breit wie die Wasser- 

 stofflinien des Typus IIa bei etwa gleicher Verwaschenheit. Es er- 

 scheint diess zunächst als ein Widerspruch gegen den Kirchhoff'sehen 



' In der oben angefülirten Mittlieilung (Asti-. Nachr. Nr. 2923) ist angegeben 

 worden , dass diese Linie auch in den Spectren von « Virginis und « Andromedae 

 vorhanden sei, da die damaligen vorläufigen Messungen eine Wellenlänge ergeben 

 hatten, die näher an der erwähnten Linie als an der Mg -Linie lag. Diese Messungen 

 konnten jedoch, wie überhaupt in den linienarmen Spectren der Classe la, die Wellenlänge 

 nur mit geringer Sicherheit bestimmen. Inzwischen ist es mir gelungen auch in solchen 

 Spectren die Genauigkeit der Wellenlängen -Bestimmungen beträchtlich zii erhöhen, da 

 ich eine gewisse Gesetzmässigkeit in der ^'erändernng des Spectrums mit der Tem- 

 peratur aufgefunden habe. Die neuen Messungen ergeben aber, dass die fragliehe 

 ]Linie bei den beiden genannten Sternen mit der Mg -Linie zu identificiren ist. 



