iScHEiNER: Über die Sternspectra vom I.Typus. 151 



der inneren Theile. Das Hauptquantuni des Lichts in einer hellen 

 Linie wird also von einem Gase geringerer Dichtigkeit als der mitt- 

 leren geliefert, und nur ein kleiner Theil von einem Gase grösserer 

 Dichtigkeit. Der erste Theil kann nur eine schmale Linie verursachen, 

 der zweite eine verbreiterte; mithin ist das Intensitätsverhältniss 

 zwisclien Mitte und Rand der Linie ein ganz anderes , als bei der Ab- 

 sorptionslinie, bei welcher dieses Verhältniss einem Gase von der mitt- 

 leren Dichtigkeit entspricht. Der Unterschied äussert sich in dem Sinne, 

 dass die äusseren verbreiterten Theile der Linie verhältnissmässig 

 sehr schwach sind, so dass scheinbar die Emissionslinie schmäler ist 

 als die Absorptionslinie, die letztere kann also nicht vollständig von 

 der Emissionslinie überdeckt werden. Dem entspricht nun thatsächlich 

 der Anblick der hellen Linie in 7 Cassioj^ejae — andere Sterne vom 

 Typus Ic sind dem Spectrographen nicht zugänglich. Die Helligkeit 

 des continuirliehen Spectrums beginnt zunächst etwas abzunehmen, 

 wie beim Anfang einer Absorptionslinie, und dann erst fängt eine Zu- 

 nahme der Helligkeit bis zur Mitte der hellen Linie an. 



Eine Gegenwirkung ist durch den Umstand bedingt, dass die 

 inneren dichten Schichten der Atmosphaere eine höhere Temperatur 

 besitzen werden als die äusseren , und dass also ihr Emissionsspectrum 

 ein helleres sein wird; indessen ist es eine bekannte Thatsache, dass 

 die Helligkeit der äussersten Theile einer verbreiterten Linie bei Tempe- 

 raturerhöhungen viel weniger zunimmt, als diejenige der mittleren, 

 so dass also die Gegenwirkung nur eine geringe sein kann. 



