Die Spectralanalyse der Gestirne.

meter in der Secunde bis zu fast 58-5 Kilometer. Die eine Hälfte |
der Nebel kommt auf uns zu, die andere weicht zurück. Es
herrscht also nicht nur innerhalb dieser glühenden, in Jahr-
millionen zu Sonnensystemen sich ausgestaltenden Gasmassen
die wildeste Bewegung, sondern sie selber eilen mit rasender
Geschwindigkeit durch den Raum dahin. Das ist die heutige,
durch die Ergebnisse der Spectralanalyse erhärtete Auffassung,
entgegen jener älteren, welche all die ungezählten Sternsysteme
in einen Zustand ewiger Starrheit, einer unwandelbaren Con-
stanz, versetzte.

Gehen wir nun auf die fortschreitende Ausgestaltung wissen-
schaftlicher Erkenntniss auf Grundlage der spectralanalytischen
Forschungsergebnisse über. Wir erinnern an die lange Pause,
die vom Beginn der grundlegenden Studien durch h raunhofer
eintrat, an den langsamen Gang der Forschung in den nächst-
folgenden Jahrzehnten, in welchen die Namen box lalbot,
Miller, Sw an und Huggins die entsprechenden Etappen be-
zeichnen, von Kirchhoff und Bunsen, von den engeren Ergeb-
nissen der wissenschaftlichen Spectralanalyse ganz abgesehen. Ein
ausgiebiger Schritt nach vorwärts ist mit der Forscherarbeit des
hochverdienten päpstlichen Astronomen P. Angelo Secchi ver-
knüpft. Ihm genügte es nicht, aus den Ergebnissen der neuen
wissenschaftlichen Methode die Schlüsse zu ziehen, dass im
Allgemeinen die physische Constitution der Fixsterne derjenigen
der Sonne gleiche, und dass sich bezüglich gewisser Grundstoffe
in den Atmosphären der Fixsterne, der Sonne und unserer Erde
eine gewisse Uebereinstimmung zeige. Auf Basis dieser Erkennt-
niss weiter forschend kam Secchi schliesslich dahinter, dass
weder die Spectren aller Fixsterne genau dem der Sonne, noch
untereinander sich gleichen. Die ermittelten Verschiedenheiten
führten zu einer Eintheilung in Gruppen, von denen jede einen
bestimmten Typus bildet. Secchi stellte fünf Typen auf, von
welchen einer der Sonne entsprach, während die anderen in
wesentlichen Punkten abweichen. Aus diesem Sachverhalt liess
sich ohne Zwang, und zwar hauptsächlich deshalb, weil die
Uebergänge von einem Typus zu dem anderen Typus schwan-
kende Abgrenzungen aufwiesen, eine gewisse Kette im Sinne
der Entwickelungsgeschichte kosmischer Körper herauslesen.

Die von Secchi aufgestellte Classification ist die folgende:

I.	Typus — weisse Sterne (Sirius, Atair, Regulus u. s. w.): Das Spectrum
besteht aus den sieben Farben, welche durch vier starke schwarze Linien unter-
brochen sind, eine im Roth, die andere im Grünblau, die beiden letzten im
Violett. Sie gehören dem Wasserstoff an. Fast die Hälfte aller Fixsterne
lässt sich in diese Gruppe einordnen.

II.	Typus — gelbe Sterne (Cappella, Pollux, Arctur u. s. w.): Ihr Spectrum
ist völlig dem der Sonne zu vergleichen, indem es von vielen sehr feinen,
dicht zusammenstehenden dunklen Linien, welche dieselben Stellen wie im
Sonnenspectrum einnehmen, durchsetzt ist.

III.	Typus — Farbe der Sterne orange und roth (a Herculis, a Orionis :
Das Spectrum ist aus zwei übereinander gelagerten Spectren bestehend zu
betrachten, von denen das eine aus breiten, dunklen Streifen besteht, welche
das ganze Spectrum derart theilen. dass es den Anblick von der Richtung
des Roth her beleuchteter Säulen darbietet, während das andere die feinen
dunklen Linien aufweist, die das Spectrum des II. Typus charakterisiren.
Die Lage der Leitlinien ist in allen Sternen dieselbe.

IV.	Typus — blutrothe Sterne. Diese Spectren enthalten drei fundamentale
Zonen: Gelb, Grün und Blau. Bei einigen Sternen ist auch eine Andeutung
der rothen Zone zu erkennen.

V.	Typus. Zu diesem gehören einige wenige Sterne, welche direct das Spec-
trum des Wasserstoffes geben, wie beispielsweise 7 Cassiopeiae, ß Lyrae u. s. w.

Secchi ging bei der Classification so vor, dass er nur die äusseren
Formen berücksichtigte, doch kam er später zur Ansicht, dass der verschiedene
Typus durch die Temperaturen der Sterne bedingt ist, eine Ansicht, die auch
von Zöllner und Vogel vertreten wurde. Deshalb schlug Letzterer folgende
Eintheilung vor:

1.	Sterne, deren Glühzustand ein so beträchtlicher ist, dass die in ihren
Atmosphären enthaltenen Metalldämpfe nur eine überaus geringe Absorption
ausüben können, so dass entweder keine oder nur sehr zarte Linien im
Spectrum vorkommen.

2.	Sterne, bei denen die in ihrer Atmosphäre enthaltenen Metalle sich durch
kräftige Absorptionslinien im Spectrum kundgeben.

3.	Sterne, deren Glühhitze so weit erniedrigt ist, dass Associationen der Stoffe,
welche ihre Atmosphäre bilden, eintreten können, die stets durch mehr
oder weniger breite Absorptionsstreifen charakterisirt sind.

Auf Grund dieser Eintheilung kommt Vogel zu nachstehender Classi-
fication :

I.	Classe: Spectren mit keinen oder sehr zarten Metalllinien; Blau und Violett
treten schärfer auf.

a)	Spectren, in denen äusser den sehr schwachen Metalllinien die Wasser-
stofflinien sichtbar sind und sich durch Breite und Intensität auszeichnen
(zumeist weisse Sterne).

b)	Einzelne Metalllinien ganz schwach angedeutet; die Wasserstofflinien fehlen.

c)	Helle Wasserstofflinien;	hell.

II.	Classe: Spectren mit sehr deutlichen Metalllinien. Die brechbaren Theile
des Spectrums sind im Vergleich zur vorigen Classe matt, in den weniger
brechbaren Theilen treten zuweilen schmale Bänder auf.

a)	Zahlreiche Metalllinien, besonders intensiv im Gelb und im Grün. Die
Wasserstofflinien meist kräftig, aber nie so auffallend verbreitet, als bei
Classe la; in einigen Sternspectren sind dieselben jedoch schwach, und
bei solchen sind dann gewöhnlich in den weniger brechbaren Theilen
durch zahlreiche dichtstehende Linien entstandene schwache Bänder zu
erkennen.

b)	Äusser den dunklen Linien und einzelnen schwachen Bändern treten
mehrere helle Linien auf.

III.	Classe: Spectren, in denen äusser dunklen Linien noch zahlreiche dunkle
Bänder in allen Theilen des Spectrums auftreten und die brechbaren Theile
des letzteren auffallend schwach sind.

a)	Äusser den dunklen Linien sind noch Bänder zu erkennen, und zwar nach
dem Violett dunkel und scharf begrenzt, nach dem Roth matt und ver-
waschen.

b)	Spectren, in welchen dunkle sehr breite Bänder zu erkennen sind, deren
Intensitätszunahme entgegengesetzt ist wie bei Illa.

Nach N. J. Lockyer spielt sich die Entwickelungsgeschichte eines
Fixsternes auf Grund der von ihm aufgestellten Meteorcollisions-Hypothese in
den Spectren nach folgendem Schema ab:

I.	Spectren, welche gleich jenen der Nebel helle Linien oder Zonen haben und
nur schwache Absorptions-Erscheinungen zeigen (Vogel Ic, 116);

II.	Spectren mit Zonen und Banden (Vogel Illa);

III.	Spectren mit feinen schwarzen Metalllinien (Vogel Ila);

IV.	Spectren auf der höchsten Stufe der Temperaturentwickelung, mit deut-
lichen Wasserstofflinien, alle anderen Linien aber schwach (Vogel la);

V.	Spectren mit dunklen Linien, ähnlich wie III, doch sind die verschiedenen
Varietäten dieser Classe durch die Temperaturabnahme bedingt (Vogel IIa)

VI.	Spectren mit starken, durch Kohlenstoffverbindungen erzeugten Banden;

VII.	lichtlose Sterne.

Der Ansicht, das sich in den Spectren das Entwickelungs-
stadium der Fixsterne abspiegle, wurde vorerst keineswegs von
allen Astronomen beigepflichtet. Im Jahre 1867 hatte Johnston e
Stoney behauptet, dass die farbigen Sterne jünger seien und
bei zunehmendem Alter weiss würden. Zu der gleichen Ansicht
gelangte 1891 Pierson. Andere Astronomen meinen, dass die
mannigfachen Spectren nicht die Stadien eines Entwickelungs-
fortschrittes darstellen, sondern grösstentheils veranlasst seien
durch Verschiedenheiten der ursprünglichen Constitution der
betreffenden Fixsterne. Die Annahme eines Entwickelungsfort-
schrittes konnte in der That, trotz aller inneren Wahrschein-
lichkeit, nicht ihren hypothetischen Charakter abstreifen, so
lange nicht ein directer Beweis gelungen war, d. h. so lange
sich nicht die Möglichkeit ergab, auf Grundlage der spectral-
analytischen Untersuchungen die Temperatur der 1-ixsterne zu
bestimmen.

Nun sind die Spectren der Fixsterne nicht nur durch die in ihnen
auftretenden Einien, sondern zugleich durch das Intensitätsver-
hältniss ihrer Farben charakterisirt. Die Fundamentalgesetze der
Spectralanalyse lehren aber, dass ein glühender Körper umso
lebhaftere Spectralfarben zeige, je heisser er ist. Darauf ge-
stützt, verglich Vogel photometrisch die einzelnen Regionen
verschiedener Fixsternspectren mit den betreffenden Special-
bezirken der Spectren irdischer Eichtquellen, und er fand, dass
die weissen Sterne sich in einem bedeutend höheren Gluth-
zustand befinden als die Sonne, dass die gelben Sterne vom
Spectraltypus der Sonne sich in ähnlichem Gluthzustande be-
finden wie diese, und dass die rothen Sterne eine weit niedrigere
Temperatur als die Sonne besitzen müssen. Die ausserordent-
lich subtilen Untersuchungen Scheinens, auf welche wir hier
nicht näher eingehen können, haben die Vogel'schen Annahmen
bestätigt, desgleichen die späteren Untersuchungen Keeler’s.

Schein er ist auch der Frage näher getreten, weshalb die
Anzahl der Fixsterne immer geringer wird, je weiter die Ver-
dichtung und Abkühlung fortgeschritten, und beantwortet erstere
wie folgt: »Wenn das uns sichtbare Sternsystem thatsächlich
in der Unendlichkeit des Weltalls eine Insel ist, so kann die-
selbe, unbeschadet der zeitlichen Unendlichkeit, doch für sich
einen Entwickelungsanfang haben. Dieser Anfang braucht aber
durchaus nicht in der Weise erfolgt zu sein, dass nahe gleich-
zeitig alle Sterne in den Zustand gelangt sind, bei welchem der
Begriff eines Sternes überhaupt anfängt, sondern die Dauer des
Anfanges kann von derselben Ordnung sein, wie etwa die Dauer
des Entwickelungsganges eines Sternes. Während dieser Zeit,
und es ist kein Grund vorhanden, weshalb wir uns nicht noch
in derselben befinden sollten, findet ein Entstehen und Vergehen
statt, alle Zwischenstufen zwischen beiden sind vorhanden, und
das absolute Alter der Sterne ist nach dem Zufall vertheilt. Da
I dies mit der Masse der Sterne ebenfalls der Fall ist, so ist auch