





















; schwinden. 
e dies ead ans Klassen, bei denen nach Ta- 
belle V die Linien des Ca bzw. des Cat ver- 
Die Ubereinstimmung ist also die 
denkbar beste. 
Das neutrale Helium verschwindet bei der 
Klasse mit einer Temperatur von 23000°. 
“Nach Tabelle III tritt bei dieser Temperatur völ- 
lige Tonisation bei einem Druck von etwa !/ioo At- 
» mosphiren ein, ein Wert, der bei der Unsicherheit 
unserer Kenntnis der Drucke in den Sternatmo- 
 sphären wohl denkbar ist. 
die Berechnung der zweiten Ionisationsstufe des 
a Heliums. 
des ionisierten Heliums bei den Sternen der Pe- 
ie Klasse verschwinden (7 = 30000°). 
| "muß man dem Helium in diesen Sternen einen 
| Druck von 1075 bis 10-6 Atmosphären zuschrei- 
ben, was mit unserer Vorstellung von der gerin- 
“gen Dichte dieser Nebelsterne wohl vereinbar ist. 
ee Vil. 
Tabelle VII enthalt 
Die Beobachtung zeigt, daß die Linien 
Hiernach 
Zweite Ionisation des Heliums (in Prozenten). 







= Temperatur - Druck in Atmosphiren 
7 abs: 10-3 10-4 10>5 10-6 
| ER % 1 % 
24,000° = 10 24 60 
25,000 = 14 39 73 
26,000 or SA eye) 57 90 
27,000 10 33 72 93 
28,000 Is 47 86 98 
ay 29,000 26 63 95 vollständig 
% 30,000 35 11 97 ionisiert 
den Sternspektren verschwunden sein. 
jedoch nicht mit Sicherheit der Fall, 
ig "werden die Balmerlinien noch in der Pa-Klasse 
Ba 
7, 
Beim Wasserstoff kann, da sein Atom nur ein 
Elektron besitzt, nur eine Ionisationsstufe auf- 
treten. Nach Tabelle II sollte der Wasserstoff 
spätestens bei einer Temperatur von 22 000° aus 
Dies ist 
vielmehr 
ee ohachtet, deren Temperatur sehr unsicher, ver- 

witch den Zustand a Mens usw. 
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mutlich aber höher ist. Hierfür steht die Er- 
klärung noch aus. 
Zum Schluß seien in Tabelle VIII die wich- 
tigsten spektralen Veränderungen in der Reihe 
der Sternklassen und die daraus von Saha be- 
rechneten Temperaturen übersichtlich zusammen- 
gestellt. Auch in Tabelle IV sind diese Tempe- 
raturen neben die von Wilsing und Scheiner auf 
Grund des Strahlungsgesetzes ermittelten “Tempe- 
raturen gesetzt. Die Übereinstimmung kann, mit 
Ausnahme der kältesten Sterne, als eine recht 
gute bezeichnet werden. 
Es hieBe jedoch die Bedeutung dieser Unter- 
suchungen im falschen Lichte zeigen, wollte man 
der mehr oder weniger guten quantitativen Uber- 
einstimmung berechneter und beobachteter Daten 
ein allzu großes Gewicht beilegen. Wir haben es 
hier mit einer ausgesprochenen Pionierarbeit in 
jungfriulichem Gelände zu tun, und (danach ist 
der Maßstab und die Art der Beurteilung zu wäh- 
len. Die unserer Kenntnis am weitesten ent- 
rückte Größe in den vorstehenden Berechnungen 
ist der Druck, der in Gleichung (1) eingeht. 
Seine Größenordnung kann nur ganz ungefähr 
geschätzt werden. Man muß es schon als außer- 
ordentlich wertvoll bezeichnen, daß man zu quan- 
titativ befriedigenden Resultaten kommt bei An- 
nahme von Drucken, welche von vernünftiger 
Größenordnung sind. Völlige quantitative Uber- 
einstimmung kann man ferner wegen einer bisher 
noch nicht berührten unvermeidlichen Vernach- 
lässigung nicht erwarten. Die Berechnung des 
Ionisationsgrades erfolgt nämlich so, als sei das 
betrachtete Element allein vorhanden. Es wird 
aber das Gleichgewicht durch die gleichzeitige An- 
wesenheit anderer ionisierter Elemente und der 
von ihnen abgespaltenen freien Elektronen zwei- 
fellos verschoben. Diese Einflüsse in Rechnung 
zu setzen, ist aber natürlich völlig unmöglich. 
VIII. Die wichtigsten spektralen Veränderungen in der Reihe der Sternklassen 
2 und die daraus von Saha berechneten Temperaturen. 







. Phänomen 2 mtorr, Erräperatar Bemerkungen 
klasse abs. 
ER = ras 
; Auftreten rs hed ee Neteden lprm Oo ese Me 4.000° Beginn der Ionisation des Ca. 
u ‘Verschwinden der g-Linie........ reg | B8A 13 000 Ca völlig ionisiert. 
ee Auftreten der Linie 4481 A .............. Go 7000 | Mg beträchtlich ionisiert. 
- Verschwinden der K-Linie ..... .. Sea ee Oc 20 000 Vollständige 2. Ionisation des Ca. 
Se erschwinden der Linie 4481'A........... Oa 23 000 Vollständige 2. Ionisation des Mg. 
ae Auftreten der Linie 4686 A............... B2A 17 000 Helium beträchtlich ionisiert. 
a Verschwitden der Linie 4471 A........... Oa 23 000 Helium völlig ionisiert. 
- Auftreten der Balmerlinien........... ats Mb 4500 | Wasserstoff beträchtlich erregt. 
Auftreten der Heliumlinien ........... Berd Ao 12 000 Helium beträchtlich erregt. ae 
Maximale Absorption der Balmerlinien ... Ao 12 000 Maximale Konzentration der zweiquantigen i 
- f ; : j : Bahnen des H. : 
E Maximale Absorption der Heliumlinien .. B2A 17 000 Maximale Konzentration der zweiquantigen 
x Bahnen des He. 
_ Verschwinden der Linie 4295. A BSsA 14000 Vollständige 2. Ionisation des Sr. 
Verschwinden der Balmer- if mena S Ob 22 000 Wasserstoff vollständig ionisiert. 
| ‚Verschwinden der Linie 4686 IE re cere Pe : 2 a bis | Helium vollständig ionisiert. 

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