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Linien des letzteren stark nach Roth verschoben und zwar so, dafs ihre 
Mitte noch aufserhalb der künstlichen Linie lag und die künstliche Linie 
mit dem hellsten, nach Violett gelegenen Drittel der breiten Linie des 
Sternspeetrums coineidirte. Das continuirliche Spectrum erschien infolge 
der verhältnifsmäfsig starken Dispersion schwach, und es war mit Bestimmt- 
heit nur die dunkle breite F-Linie zu erkennen, die nach der brechbareren 
Seite sich an die helle Linie des Sternspeetrums ansetzte und etwa die- 
selbe Breite wie letztere hatte. Die dunkle Linie war demnach vollkommen 
von der künstlichen Wasserstofflinie getrennt, stark nach Violett ver- 
schoben. 
Zwischen C und F konnte eine grofse Zahl heller Linien erkannt 
werden; die meisten von ihnen waren aber zu schwach, um mit Sicherheit 
fixirt werden zu können. Zwei hellere Linien fielen sehr nahe mit den 
Hauptlinien des Nebelspectrums zusammen, und ich habe mich deshalb 
bemüht, ihre Wellenlängen möglichst genau zu ermitteln. Hr. Frost, 
Jetzt Director des Dartmouth College Observatory, Hanover, N.H., der zu 
dieser Zeit sich in Potsdam aufhielt, hat mir bei diesen Beobachtungen 
assistirt. Durch Vergleichung mit Linien in einer schlecht gewordenen 
Wasserstoffröhre wurde die Wellenlänge 492.5uu für die schwächere von 
beiden Linien, die breit und beiderseitig etwas verwaschen erschien, und 
01.6uu für die hellere Linie ermittelt. Die Sicherheit der Bestimmungen 
ist auf etwa + 0.5uu anzunehmen, und es geht daher mit Bestimmtheit 
aus der Beobachtung hervor, dass die hellere Linie weder mit der Doppel- 
linie des Luftspeetrums, noch mit der hellsten Linie des Nebelspeetrums 
zu identifieiren ist; noch weniger ist das der Fall für die schwächere Linie 
und die zweite Linie des Nebelspeetrums; dagegen ergibt sich aus dem 
Verzeichnifs von Young über die in der Chromosphaere auftretenden Linien, 
dafs beide fragliche Linien mit häufig erscheinenden helleren Chromo- 
sphaerenlinien zusammenfallen. 
Es wurde ferner von mir und Hrn. Frost eine sehr breite helle Linie 
in der Nähe der bekannten Magnesiumlinien d gesehen; es war jedoch nicht 
möglich, Gewifsheit darüber zu erlangen, ob eine Identifieirung anzunehmen 
sei. Die Mitte der Linie im Sternspectrum fiel zusammen mit der scharfen 
Begrenzung des hellsten ecannelirten Bandes vom Kohlenwasserstoffspeetrum 
(? 516.7), also nahe mit d,; sie hätte aber unter der Voraussetzung, dafs 
die Linien des Magnesiums ebenso stark nach Roth verschoben seien wie 
