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ten jedoch, als sie am 16. Mai 1860 ihre Beobachtung dem in Rede 

 stehenden Sterne zuwandten , dass ausser einem Spectrum mit hellen 

 Streifen, auch noch eines mit dunklen Streifen vorhanden war f\. 



Das Licht des Sternes erwies sich als zusammengesetzt und floss 

 aus einer doppelten Quelle, wobei jede Lichtquelle ein besonderes Spec- 

 trum gab. 



Das eine — zusammenhängende — Spectrum war analog jenem 

 der Sonne; das Licht, welches in diesem Spectrum sich kundgab, wurde 

 ausgesandt von einer glühenden festen oder flüssigen Photosphäre, und 

 erlitt eine theilweise Absorption, indem es durch eine Atmosphäre von 

 Dünsten hindurchging, deren Temperatur niedriger, als jene der Photo- 

 sphäre war. 



Das zweite Spectrum, welches hervortrat, und welches über dem 

 eben erwähnten Spectrum sich zeigte, bestand aus einigen hellen 

 Linien, welche ihr Licht einer intensiv erhitzten Materie verdankten, 

 die im gasförmigen Zustande sich befand; wobei der Umstand, das3 

 die hellen Linien glänzender, als die entsprechenden Theile des zusam- 

 menhängenden Spectrums waren, darauf hindeuteten, dass das Gas, von 

 welchem das durch die hellen Linien repräsentirte Licht ausging, eine 

 viel höhere Temperatur als jene der Photosphäre des Sternes hatte 2 j. 



Die Beobachtungen wurden am 17., 19., 21., 23 und 24. Mai 

 1866 fortgesetzt, hiebei jedoch keine entscheidenden Aenderungen wahr- 



and admirably sharp deßnition of the known lines in the spectra of Ihe sun and 

 melallic vapours. When it is direcled to the sun, the line D is sufficiently 

 divided to permit the line within it, marked in Kirchhoffs map as co- 

 incident wilh nikel, to be seea. The dose groups of the melallic spectra ave 

 also well resolved." 

 ') Huggins in Astron. Nachr. Nr. 1586 und 1592. 



2 ) Huggins gibt (Astron. Nachr. Nr. 1586) nachstehende nähere Be- 

 schreibung der erwähnten beiden Spectra : 



^Descr iption of the principal spectrum. In the red a 

 liltle more refrangible than Cl of the solar spectrum are two strong dark 

 lines of absorption. The internal between these and a line a lüde less re- 

 frangible than Iß is shaded by of number of dark lines. A less strongly 

 marked line is seen about Iß. Behceen Iß and a part of the spectrum 

 about b of the solar spectr um , the line of absorption are numerous but 

 very thin and foint. A liltle beyond h commences a series of groups of 

 dark lines. 



