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— Die Stellarastronomie.

welcher sich nur bei einigen kleinen nnd tiefroten Sternen zu finden scheint,zeichnet sich teils dadurch aus, dass, während beim dritten Typus die hellemSeiten der Säulen nach dem roten zu stehen, sie hier dem violetten zugewandtsind, — voraus aber dadurch, dass in gelb und grün einige helle Linien auf-treten. — Die Angemessenheit dieser Klassifikation ist auch von andern For-schern auf diesem Gebiete anerkannt worden: So bezogen sich z. B. die letztenArbeiten von (l’Arrest (A. N. 2009, 16, 33, 44 von 1874/5) auf „Auffindung neuerausgezeichneter Sternspektren von III. nnd IV. Secchi’schen Typus“, — undwenn H. C. Vogel in der von ihm mit G. Müller veröffentlichten Abhandlung„Spectroscopische Beobachtungen der Sterne bis einschliesslich 7,5 tcr Grösse inder Zone von — 1° bis + 20° Deklination (Puhl. Potsd. III 3 von 1883)“ heiMitteilung der Spektren von 4051 Sternen dieselben in drei (auch in unsererTab. X 1 ’ benutzte) Klassen mit Unterabteilungen ordnet, von welchen die ersteKlasse ausser Ia = Secchi I noch I b und I c, die zweite ausser II a =Secchi II noch II b enthält, während die dritte unter III a = Secchi III undIII b = Secchi IV die zwei letzten Typen von Secchi zusammenfasst, so hater damit offenbar dessen System nicht umgestossen, sondern nur etwas weiterausgebaut. —■ c. Fassen wir die Hauptergebnisse zusammen, so scheint sichzu ergeben, dass die Sterne im allgemeinen eine ähnliche Konstitution wie dieSonne haben dürften: Ihr Licht scheint von einer intensiv weissglühendenMasse auszugehen und eine Atmosphäre von absorbierenden Dämpfen zu durch-laufen, welche dunkle Streifen erzeugen, die z. B. hei a Orionis das Vorkommenvon Natrium, Magnesium, Calcium, Eisen und Wismuth andeuten, — jedenfallsim allgemeinen nicht unserer Atmosphäre zur Last fallen, da James Glaisher (London 1809 geh.; bis 1874 Superint. magn. and inet. Depart. Greenwich ) beiseinen Ascensionen fand, dass das Spektrum und die Fraunhofer’schen Linienan Ausdehnung, Zahl und Schärfe zunehmen, je höher man steigt. Wenn indem Spektrum eines Sternes sich nur feine und gleichmässig verteilte dunkleStreifen zeigen, so werden wir ihn weiss sehen; wenn dagegen z. B. in demB,ot.en und Blauen starke Streifen sind, so wird das Gelbe dominieren oderder Stern gelb erscheinen: So besteht der Doppelstern ß Cygni aus einemorangen Hauptsterne und einem blauen Begleiter, und entsprechend hat dasSpektrum des erstem seine Hauptstreifen im Blauen und Violetten, dasjenigedos letztem dagegen im Gelben, Orangen und Roten . Man darf also wohl dieVermutung aussprechen, dass Farbenänderung mit einer andern Verteilungder Streifen, Glanzänderung mit einem Wechsel in der Häufigkeit und Dickederselben Zusammenhängen möchten, — nur darf man dabei nicht übersehen,dass damit die eigentliche Ursache nicht erkannt ist, sondern gewissermassennur für eine Unbekannte eine andere eingeführt wird. — Für die spektro-skopische Bestimmung der Bewegung der Sterne in der Gesichtslinie auf 614verweisend, füge ich zur Ergänzung der Litteratnr noch folgende Schritte 11bei: „W. Klinkerfues, Die Principien der Spektral-Analyse und ihre Anwendungauf die Astronomie. Berlin 1879 in 8., — Charles Fievez (Brüssel 1844 —ebenda 1890; Obs. Brüssel), Bibliographie des ouvrages, memoires et noticesde spectroscopie qui peuvent interesser les astronomes (Annuaire Brux. 1879)»— W. Huggins , On the photographic spectra of stars (Ph. Tr. 1880),

N. C. Duner, Sur les ötoiles ä spectre de la 3° classe. Stockholm 1885 in 4.,

N. v. Konkoly, Handbuch für Spectroscopiker. Halle 1890 in 8., .InUn*Scheiner (Köln 1858 geh.; Obs. Potsdam), Die Spectralanalyse der Gestirne-Leipzig 1890 in 8., — etc.“