310 Gesammtsitzung vom 27. März 1913. 
kehr vor allem der K-Linie. In vereinzelten Störungsgebieten wird 
die Umkehr so stark wie bei os Geminorum. Um ein Urteil über die 
durchschnittliche Stärke der Emission auf der Sonne, verglichen 
mit den Sternen, zu gewinnen, wurde (am 14. März 1913) das Spektrum 
des diffusen Himmelslichts mit derselben Dispersion, wie die Stern- 
spektren, aufgenommen und ähnlich stark exponiert. Das Spektrum des 
diffusen Himmelslichts entspricht ja dem durchschnittlichen Spektrum 
der Sonne. Auf diesen Aufnahmen war von einer Umkehr der H- und 
K-Linie nichts zu sehen. Daraus ist zu schließen, daß die Emission 
bei den obigen Sternen sehr viel stärker ist als auf der Sonne. 
Es seien noch folgende allgemeine Bemerkungen hinzugefügt. 
Linienumkehrungen in Sternspektren sind an sich nichts seltenes. Die 
hier gefundenen Umkehrungen sind aber deshalb interessant, weil sie 
sich auf Sterne beziehen, die der Sonne in ihrem ganzen Spektral- 
typus nahe verwandt und uns dadurch im einzelnen verständlicher 
sind. Dieselbe Art von Eruptionstätigkeit, die die Sonne in Flecken, 
Flocken und Protuberanzen zeigt, hat man sich offenbar auf Arktur 
und Aldebaran, vor allem aber auf s Geminorum in mächtig gesteigerter 
Intensität vorzustellen. Für Arktur stimmt damit das Ergebnis von 
Hrn. Anpanus', daß das Spektrum dieses Sterns auch in den Absorp- 
tionslinien einen Übergang vom normalen Sonnenspektrum zum Spek- 
trum der Sonnenflecken darstellt. 
Für die Folge ergeben sich zwei Probleme. Es werden die 
Eimissionslinien der Sterne auf eine etwaige Veränderlichkeit ihrer 
Intensität in Analogie zur Sonnenfleckenperiode zu prüfen sein. Ferner 
ist durch die Untersuchungen der HH. Desranpres’ und Sr. Jous” 
bekannt, daß die Zentren der Caleiumemission auf der Sonne eine 
radial auswärts gerichtete Bewegung von ı km/see. haben. Es wird 
noch durch genauere Wellenlängenbestimmung der Caleiumemission 
der Sterne zu prüfen sein, ob mit der größeren Gesamtintensität der 
Emission auch eine größere Aufstiegsgeschwindigkeit verbunden ist. 
! Astrophys. Journal Bd. XXIV S. 69. 
? Comptes rendus, 1905, S. 381. 
® Astrophys. Journal Bd. 32 S. 36. 
