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rechnung führt, die beiden Caleiumlinien  H und K 
finden, die die periodische Bewegung nicht oder in viel 
geringerem Maße mitmachen. In den meisten Fällen 
sind die Wasserstoff- und Heliumlinien breit und mehr 
oder weniger verwaschen (die zweite Komponente des 
Doppelsternsystems ist meistens auch im Spektrum un- 
sichtbar), die ruhenden Kalziumlinien sind in jedem 
Falle schmal und: scharf, und nehmen schon dadurch 
eine besondere Stellung ein. Erstmalig wurde die Er- 
scheinung bei § Orionis bemerkt (Hartmann), bei dem 
die aus den andern Linien bestimmte Radialgeschwin- 
digkeit periodisch um 200 km schwankt, während H ‘ 
und K keinerlei Änderung zeigen. Die aus den über 
die Periode verteilten Beobachtungen abgeleitete Ge- 
schwindigkeit (Schwerpunktsgeschwindigkeit) stimmt 
in vielen Fällen nicht mit der aus den Kalziumlinien 
sich ergebenden konstanten — oder wenn sie mit klei- 
nerer Amplitude schwanken: 
schwindigkeit. Wegen dieser Bewegungsdifierenz 
glaubte man annehmen zu müssen, daß das absorbie- 
rende Caleium nicht der Atmosphäre des Sterns ange- 
hört, daß es vielmehr als ausgedehnte Wolke den ein- 
zelnen Stern oder eine Sterngruppe (wie die Plejaden) 
umgibt oder aber auch zwischen uns und dem Stern 
im Raume schwebt. Zugunsten der letzten Ansicht 
wurde gelegentlich angeführt, daß die Differenz (bei 
den damals bekannten Sternen) der Bewegung der 
Sonne gegen das Fixsternsystem entspricht; es liegt 
aber kein einleuchtender Grund dafür vor, daß eine 
Gaswolke, die offenbar nicht den ganzen Fixsternraum 
erfüllt, ruhen müßte. Andererseits ist versucht worden, 
das Calcium als äußerste Hülle der Sternatmosphäre 
anzusehen und die Verschiebung der Kalziumlinien 
gegen die mittlere Lage der anderen Linien, die bei 
den zuerst bekannt gewordenen 10 Fällen nach dem 
roten Ende des Spektrums gerichtet war, als die aus 
‚der Einsteinschen Gravitationstheorie folgende Rotver- 
schiebung, die einem geringeren Gravitationspotential 
entspricht, zu deuten (Freundlich). 
Young) veröffentlicht jetzt eine Liste von 35 Ster- 
nen, bei denen Calciumlinien von besonderem Ver- 
halten mit Sicherheit nachgewiesen sind. Von diesen 
35 Sternen haben 3 das Spektrum B5, 6 haben B 3, 
alle übrigen Oe5 oder BO bis B2. Es ist also kaum 
noch zu bezweifeln, daß das Auftreten der ruhenden 
Caleiumlinien mit dem Spektraltypus verknüpft ist. 
Wenn man beachtet, daß die Sterne der Liste, die 
doch sicher noch nicht alle vorhandenen Fälle enthält, 
bereits die Hälfte der Sterne von früherem als B2- 
Typus (innerhalb derselben Deklinations- und Hellig- 
keitsgrenzen) ausmachen, so ist man versucht, die 
ruhenden Calciumlinien für ein charakteristisches 
Merkmal dieses engbegrenzten Entwicklungsstadiums 
zu halten. Die Grenze bei B2 oder B3 tritt schon 
deutlich genug hervor, die andere Grenze kann mit 
dem heutigen Material noch nicht festgelegt werden. 
Die Annahme einer nicht zu dem Stern gehörigen 
Caleiumwolke läßt sich mit diesem Sachverhalt wohl 
nicht vereinbaren. Warum im Raume vorhandene Gas- 
wolken sich nur bei Sternen innerhalb eines kurzen 
Intervalls der Spektralreihe bemerkbar machen sollten, 
wäre nicht zu verstehen. Die Sterne späterer Unter- 
typen der B-Klasse, die über denselben Teil des Him- 
mels verstreut, aber zahlreicher sind, müßten im Gegen- 
satz zur Wirklichkeit mehr Fälle von ruhenden Kal- 
ziumlinien stellen. Für den Fall eines Nebels, der 
*) Publications of the Dominion Astrophysical Ob- 
servatory Victoria Vol. I, Nr. 17. 
Metron oniache Mitteilungen. x 
mittleren — Radialge- — 
‚lich ist und vielfach var komt, daß die aus verschie- 

















































mit aan Stern im . ehaumeehdus steht, coer 
nicht als Atmosphäre angesehen werden kann, müßten 
die Plejaden mit’ ihren großen interstellaren Nebel 
massen als Beispiel angeführt werden können, um so 
mehr, da sie größtenteils dem Typus B5 angehören. 
Aber gerade bei den Plejaden ist bisher keine Andeu- — 
tung schmaler, scharfer Kalziumlinien gefunden | 
worden. : 
Das Calcium als äußere Schicht der Sternatmo- 
sphäre anzusehen, die beide Komponenten des Doppel- 
sterns umgibt und mit den Komponenten rotiert, findet 
eine Schwierigkeit nur in dem bei so vielen Fällen auf- 
tretenden Bewegungsunterschied. Für die Freund- — 
lichsche Auffassung bietet das neue Material keine ~ 
rechte Bestätigung, weil positive und negative Diffe- 
renzen bei den neu hinzutretenden Sternen ziemlich 
gleichmäßig verteilt sind. Diese offensichtliche Lücke 
der Hypothese ist es wohl, die Young auf den Gedanken — 
bringt, daß Abweichungen der Wellenlängen bei Emis- — 
sionen, die unter verschiedenen Bedingungen statt- “| 
finden, den Unterschied verursachen. Die aus Linien- ‘a 
verschiebungen bestimmte Radialgeschwindigkeit hängt — 
ja von der Wellenlänge ab, die man für die benutzte 
Linie annimmt. Es ist zweifellos, daß entsprechende ~ 
Linien -bei verschiedenen Sternen sich individuell oder | 
auch systematisch, dem Spektraltypus folgend, in der 
Wellenlänge unterscheiden. Auf demselben Sterne sind — 
für die verschiedenen Linien, die in sehr verschiedenen — 
Schichten zustande kommen, die Entstehungsbedingun- — 
gen durchaus nicht dieselben, so daß es sehr wohl mög- | 
denen Linien abgeleiteten Radialgeschwindigkeiten bis 
zu 20 km one naner abweichen... Ob dieser Zweifel — 
auf die Caleiumlinien einerseits und die übrigen Linien | 
andererseits angewandt werden kann, erscheint wenig 
stens in solchen Fällen fraglich, wo eine größere Zah 
von Elementen im Spektrum vertreten ist; in vielen 
Spektren dieser frühen Typen kommen allerdings nu 
Wasserstoff und Helium mit diffusen Linien für di 
Messung in Betracht. Die Caleiumlinien selbst, der 
Aussehen für ihre Entstehung in Schichten geringe 
Druckes spricht, dürften den angenommenen Welle 
längen entsprechen; sie geben auch stets Radi 
geschwindigkeiten in den tür-B- Sterne üblichen Grenze 
Abgesehen von der noch ungeklärten, Differenz d 
Radialgeschwindigkeiten scheint die Hypothese, daß d 
ruhenden Calciumlinien in der Sternatmosphäre ihren 
Ursprung haben, dem bisher bekannt gewordenen Be- 
obachtungsmaterial am besten zu entsprechen. Offe 
bar ist neben anderen Bedingungen ein bestimmt 
Temperaturgefälle, das nur in einem kurzen Abschni 
der Sternentwicklung erhalten bleibt, Voraussetzui 
fiir die Entstehung der scharfen Calciumlinien. 
Schlüssel zum weiteren Verständnis werden wohl 
sondere Fälle liefern, wie z. B. 12 Lacertae, wo 
Caleiumlinien die kurzperiodischen Bewegungen 
anderen Linien nicht mitmachen, wohl aber eine | 
periodische, die auf eine dritte Komponen 
schließen läßt, die von der Calciumatmosphire nic 
umschlossen wird. Interessant sind auch die Ste: 
bei denen außer den scharfen ruhenden auch schw 
breite H- und K-Linien vorhanden sind, die-die 
wegung der übrigen Linien zeigen. Von großer 
deutung ist, daß in einigen Sternen auch die Natri 
linien D; und Ds mit denselben Eigenschaften 
gefunden worden sind (Miß Heger), und daß in 
interessanten System ß Lyrae außer Calcium auel 
Wasserstoff und Helium mit ruhenden Linien vertr te 
sind ach 

