

870 Westphal: 
schied der einzelnen Sternklassen in gewissen 
Eigentiimlichkeiten ihrer Spektren. In Tabelle V 
ist die relative Intensität einiger besonders wich- 
tiger Spektrallinien in den verschiedenen Klassen 
dargestellt. 
Bei allen in der Tabelle angeführten Linien, 
mit Ausnahme derjenigen des neutralen Calciums, 
erkennt man den gleichen Verlauf: einen allmäh- 
lichen Anstieg der Intensität mit steigender Tem- 
peratur bis zu einem Maximum und einen darauf 
folgenden Abfall. (Dieser Verlauf ist bei der 
Linie 4860 A-des Het verwischt durch die Über- 
lagerung der gleichen Linie des Wasserstoffs.) 
Von diesem Verhalten gibt, soweit es sich um 
Linien neutraler Atome handelt, die bisher ent- 
wickelte Theorie ohne weiteres Rechenschaft. Bei 
den Linien des Wasserstoffs und Heliums (ein- 
schließlich Parhelium) handelt es sich um die 
allein beobachtbaren Linien höherer Serien, deren 
Auftreten an ein bestimmtes Mindestmaß der Er- 
regung gebunden ist, die also, um in beobacht- 
barer Stärke aufzutreten, einer bestimmten Min- 
desttemperatur bedürfen, die für die verschiede- 
nen Elemente weitgehend‘ verschieden ist. So 
sehen wir die Linie 4471 A des Heliums bei der 
Ao-Klasse, die Linie 4860 Ä des Wasserstoffs be- 
reits bei der Mc-Klasse auftreten. Dagegen er- 
scheint die g-Linie des Caleiums bereits bei den 
tiefsten, in der Tabelle vorkommenden Tempera- 
turen (Md-Klasse mit etwa 3000 °). Diese Linie 
gehört, wie bereits oben erwähnt, der Hauptserie 
ides neutralen Calciums an. Sie bedarf daher, um 
als Absorptionslinie aufzutreten, keiner Anregung, 
muß also bereits bei tiefen Temperaturen auftre- 
ten, wenn diese nur ausreichen, um den nötigen 
Dampfdruck des Caleiums zu erzeugen. 
fall der Intensität der Linien neutraler Elemente 
findet seine Erklärung, ebenso wie auf der Sonne, 
in der bei ausreichend hohen Temperaturen ein- 
setzenden lonisation. Besonders deutlich findet 
sich dieses beim Helium und beim Calcium be- 
stätigt, wo der Intensitätsabfall der Linien des 
neutralen Elements von einem Intensitätsanstieg 
VI. Zweite Ionisation verschiedener Elemente (in Prozenten). 

Über das Vorkommen und den Zustand der Elemente usw. 
Der Ab- 
































[ Die N: 
wissenschaf 
der Linien des u Elements begleitet, 
wird. 
Wie erklärt es sich nun, daß. auch die Tr 
der ionisierten Elemente (Cat und Mgt) bei 
höherer Temperatur wieder ‚verschwinden? Es. 
liegt auf der Hand, die Erklärung in Analogie 
zum Verschwinden der Linien der neutralen Ele- 
mente zu suchen, nämlich durch Annahme eines 
nochmaligen Wechsels des Spektrums infolge Ab- 
spaltung eines weiteren Elektrons vom Atom, also 
zweifacher lIonisation. Die Spektren zweifach 
ionisierter Elemente sind noch gänzlich -unbe- 
kannt. Es ist sicher, daß sie durchweg im astro- 
physikalisch neh Ultraviolett liegen, 
ihr direkter spektroskopischer Nachweis-ist daher 
ausgeschlossen. Jedoch erlaubt die Theorie in 
einigen Fällen eine quantitative Prüfung der An- 
nahme zweifacher Ionisation. Die Gleichung UV 
läßt sich auf die zweifache Ionisation ebenso an- 
wenden wie auf die einfache, nach dem Schema: 
Cat = Cat+ +e+U'. : 
(Gleichung (1) gilt hier in der obigen Form nur 
unter der auf den Sternen sicher weitgehend er- 
füllten Annahme, daß die zweite Ionisation erst 
dann einsetzt, wenn die erste bereits völlig be- 
endet ist. Andernfalls wird sie etwas komplizier- 
ter.) Kennen wir die Wärmetönung U’ der zwei- 
ten Ionisation, so können wir die Berechnung des 
Tonisationsgrades wieder wie früher durchführen. 
Nun können wir U’ aus der Grenzfrequenz der 
Hauptserie der ionisierten Elemente (ihres Fun- 
kenspektrums) berechnen, wenn ‘diese bekannt ist. 
Das ist z. B. beim Helium und beim Calcium der 
Fall. In der Tabelle VI ist der Grad der 1. und. 
2. Ionisation verschiedener Elemente in Abhän 
gigkeit von der Temperatur in Prozent wieder- 
gegeben, und zwar bezieht sich die erste Zahl i in 
jeder Zeile auf einen Druck von 1 Atmosphäre, 
die zweite auf einen Druck von 0,1 Atmosphären. 
Man sieht, daß z. B. Ca bei 14000°, Oat bei 
21.0002 vollständig ionisiert ist. Die erstere 
Temperatur entspricht nach Tabelle TV der B5- 
Klasse, die letztere etwa der Od-Klasse, und ge 
< 








BE Mg Met Ca Cat | Sr Srt | Ba | Bat 
| 95 0% 0/9 Op %% On 0% 
10 000° 56—90 ey 85—99 8—26 90.100 14—40 94—100 
11 000 75—96 ws 93 18—44 95 26—64 a 
12.000 86—98 97 31—70 98 49—89 = 
13 000 93—99 10—35 99 47— 86 2 61—92 i 
14 000 96 21—54 = 64-93 u 76—96 ee 
15 000 98 32 —72 = 81—97 = 88 BY. 
16 000 99 46—85 Es 87 wie 92 ate 
17 000 oe 61—92 = 92 Ea 96 = 
18 000 = 74-96 — 95 _ 98 
19 000 = 83—98 _— 99 
20 000 os 89—99 = 99 
21 000 93 
22.000 om 96 
23 000 = 98 

