c j;>K Sitzung der physiknlisch-inntheinntischen Clnsse von, S.März. 



trennen, und es ist in Bezug auf die Sterne nur der Schluss erlaubt, 

 dass sich der Magnesiumdampf auf den Sternen der 1. Spectralclasse 

 in ähnlichem Zustande befindet, wie im elektrischen Funken von starker 

 Spannung, auf den Sternen, deren Spectrum der II. Classe angehört, 

 dagegen wie im elektrischen Bogen. 



Eine andere Linie des Magnesiumspectrums (435.2^) zeigt nun 

 nach meinen Beobachtungen merkwürdiger Weise ein ganz entgegen- 

 gesetztes Verhalten wie die besprochene. Sie tritt in keinem der 

 linienarmen Spectra der Classe In auf, beginnt aber sichtbar zu werden 

 in den Linienreicheren Spectren dieser Classe, ist in der Sonne und 

 in den Sternen der Classe IIa sein- hervorragend und erschein! in 

 dem Spectrum von a Orionis (Classe III a) als eine der stärksten Linien. 

 Bei Versuchen im Laboratorium zeigl diese Linie ebenfalls die umge- 

 kehrten Erscheinungen wie diejenige bei 1.48.2 ju^u. Im Funkenspectrum 

 isl sie kaum oder gar nicht zu erkennen, dagegen im Spectrum des 

 elektrischen Bogens sehr kräftig und brejit. Auch Liveing und Dewab 

 haben bereits dieses eigenl hümliche Verhalten der Linie erkannt. 



Der günstige (Jmstand, dass zwei demselben Stulle angehörige 

 Linien ein entgegengesetztes Verhalten zeigen, beweist nun sofort, dass 

 die Erscheinungen, welche diese Linien auf den Sternen bieten, von 

 der Temperatur allein abhängen und nichl vom Drucke. Bei vermehrtem 

 Drucke werden alle Linien eines Gases breiter und treten mehr hervor, 

 es kann nach den Folgerungen aus dem KmcHHOFF'schen Satze nicht 

 vorkommen, dass eine Linie bei vermehrtem Drucke schmaler wird; 

 dagegen ist es eine bekannte Thatsache, dass einzelne Linien bei höherer 

 Temperatur schwächer und schmaler werden können, während im All- 

 gemeinen die Linien unter diesen Bedingungen kräftiger \\i\<\ breiter 

 werden. Ich glaube daher folgenden Satz aufstellen zu können: 



Die Temperatur der sogenannten absorbirenden Schich.1 der 



obersten Schicht der Photosphaere auf den Sternen der Spectral- 

 classe [IIa ist annähernd gleich derjenigen des elektrischen Bogens 

 (etwa 3000°bis |.ooo°); auf der Sonne und auf den Sternen der Clnsse 1 In 

 ist sie höher, erreicht aber nicht diejenige des Funkens der Leydener 

 Flasche; auf den Sternen der Clnsse In ist sie annähernd gleich der 

 Temperatur dieses Funkens (obere Grenze circa 15000°). 



Mit diesem Resultate isl gleichzeitig zum ersten Male ein directer 

 Beweis für die Richtigkeil de) physikalischen Deutung der VoGEi/schen 

 Speetralclassen gegeben, nach welcher sich die Classe II durch Ab- 

 kühlung aus I und III durch noch weitere Abkühlung aus II entwickelt. 



VusKPjrehen am 15. Mär/.. 



