Uebee die Spectea dee Cometen. 



spectralbeobachtungen benutzte, und für deren Réduction auf Wellenlängen Vogel 1 ) eine 

 Tafel abgeleitet hat. Für den Anfang der Streifen gelten die folgenden Zahlen: 



In Huggins Scala: In Wellenlängen: 



Streifen 



A: 



1094 



X = 563.1 





B: 



1298 



. 517.2 





C: 



1589 



= 471.4 



Die Vergleichung dieser Zahlen mit den für das Kohlenwasserstoffspectrum geltenden 

 Bestimmungen dürfte über die Identität der beiden Spectra kaum einen Zweifel übrig las 

 sen. Huggins hat aber noch directe Vergleichungen angestellt und dazu den electrischen 

 Funken in oelbildendem Gase benutzt. Diese Lichtquelle giebt, wie oben erwähnt, ein fast 

 reines Kohlenwasserstoffspectrum und Huggins fand in der That, dass die Uebereinstim- 

 mung mit dem Cometenspectrum als befriedigend zu bezeichnen war. Am leichtesten liess 

 sich die Coincidenz des mittleren und intensivsten Streifens constatiren, und zwar innerhalb 

 einer, dem Abstände der D-Linien des Sonnenspectrums gleichkommenden Grenze; bei den 

 beiden übrigen Banden war die Sicherheit natürlich nicht völlig so gross. Da aber die 

 Uebereinstimmung der Spectra nicht nur die Positionen der Streifen, sondern der Haupt- 

 sache nach auch ihr allgemeines Aussehen und die Lichtvertheilung in denselben betraf 

 so betrachtet Huggins mit Recht die Identität als erwiesen. 



Huggins geht darauf zu einer, durch diese Beobachtungen veranlassten Betrachtung 

 der physikalischen Verhältnisse des Cometen über. In jener Zeit galt noch das mit dem Come- 

 ten verglichene Spectrum für ein Kohlenspectrum, und von dieser Voraussetzung ausgehend 

 sucht nun Huggins, bei der guten Uebereinstimmung der beiden Spectra, den Ursprung der 

 für die Verdampfung der Kohle erforderlichen hohen Temperatur in der Sonnenstrahlung und 

 begründet die Möglichkeit dieser Ansicht durch die Verhältnisse beim grossen Cometen vom 

 Jahre 1843, der wegen seiner ausserordentlichen Annäherung an die Sonne eine Temperatur 

 erreicht haben muss, die sogar für die Verdampfung der Kohle mehr als genügend gewesen 

 sein dürfte. Es mag zugegeben werden, dass bei einigen Cometen die Intensität der Sonnen- 

 strahlung für den fraglichen Zweck hat ausreichend sein können; im Allgemeinen aber 

 dürfte wohl diese Anschauung wenig wahrscheinlich sein, da die Mehrzahl der Cometen 

 sich der Sonne bei weitem nicht so sehr nähern, dass dadurch eine solche Erhitzung erklär- 

 lich wäre 2 ). Diese Schwierigkeit würde nun allerdings, wie Huggins bemerkt, dadurch zum 

 Theil beseitigt werden können, dass man die Cometenmaterie als eine Wasserstoffverbin- 



1) Bothkamp. Beobacht. Heft II, p. 10. I berechneten Cometenbahnen kommt indessen nur bei <.) 



2) Die Perihel-IHstauz des Cometen 1843 1 war nach eine Periheldistanz < 0.10 vor. Vergl. Ph. Carl: Reper- 

 Hubbard = 0.0055. Unter allen bis auf das Jahr 1864 | torium der Cometenastronomie. München 1864. 



