Die Spectralanalyse der Gestirne.

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F-Linie übereinstimmend), den zweiten gleich-
falls im Grün, nahe bei der Linie E. In
einer kleinen Entfernung von letzterem
Streifen verschwindet das Spectrum gänz-
lich und weist eine Lücke bis über das
Gelb hinaus auf; nur im Roth erscheint
noch ein wenig Licht. Bei Mars ist zu er-
wähnen, dass in demselben — abweichend
vom Sonnenspectrum — ein auffallend dunk-
les Band im Roth auftritt und ein weiterer
dunkler Streifen, an dessen Stelle sich im
Sonnenspectrum 3 starke Linien zeigen.

Die Nebelflecke zeigen entweder
ein reines Linienspectrum oder ein solches
nebst einem schwachen Continuum. Da-
durch wurde die Sache complicirt, da ein
gasförmiger Körper im glühenden Zustande
nur ein Linienspectrum hervorrufen kann.
Fluggins war der Erste, der es sich an-
gelegen sein liess, darüber Untersuchungen
anzustellen, ob diejenigen Nebel, welche
sich im Teleskop mit Sicherheit in eine An-
häufung von hellen Punkten auflösen las-
sen, ein continuirliches oder gleichfalls ein
Linienspectrum zeigen. Untersuchungen
dieser Art bereiten wegen der ausserordentlichen Lichtschwäche
der kosmischen Nebelmassen grosse Schwierigkeiten. Huggins
theilte auf Grund seiner Beobachtungen die Nebelmassen in zwei
Gruppen ein, und zwar 1. in solche, deren Spectren
aus einer oder mehreren hellen Linien bestehen, und
2. in solche, deren Spectren im Grossen und Ganzen
das Aussehen eines continuirlichen Spectrums haben.
Im Allgemeinen hält Klein dafür, dass das Vorhanden-
sein einer Anzahl sehr kleiner, dicht gestellter Licht-
punkte in einem Nebel, welche als ein sicheres Anzei-
chen ihrer sternartigen Constitution anzusehen sind,
nicht als Beweis genommen werden kann, dass ein
Nebel, oder ein Theil desselben, aus wirklichen Ster-
nen gebildet sei. In manchem Nebel müssten die
sternartigen Lichtpunkte als gasförmige Massen von
dichterer Constitution anzusehen sein. Das Spectro-
skop zeigt, dass diese ungeheueren Anhäufungen
glühenden Gases zwar stellenweise verdichtet, aber
nicht zu festen oder flüssigen Massen condensirt sein
können. Auch läge die Vermuthung nahe, dass die
scheinbare Dauer der allgemeinen Form dieser Nebel
durch die Bewegung der dichteren Theile derselben,
welche im Feleskop als Lichtpunkte erscheinen, bedingt sei.

Ein besonders bevorzugtes Untersuchungs-Object nach dieser Richtung
bildete seit jeher der berühmte Nebel im Orion. Der allgemeine Anblick
der wolkenartigen Theile ist durch-
aus der eines Nebels und nicht
auflösbar. Die als »Trapez« be-
zeichneten Sterne im dunklen
Centrum des Nebels sind aber
von einer Region umgeben, welche
sich in dem Riesenreflector Ros-
se’s als auflösbar erwies. Gleich-
wohl fand Huggins im Spectrum
des hellsten Theiles des Orion-
Nebels, nahe dem Trapez, nur die
drei Linien des Gasspectrums, wäh-
rend jeder der vier Trapezsterne
ein continuirliches Spectrum auf-
wies. Secchi machte übrigens
darauf aufmerksam, dass das
Trapez, obwohl es in einem
dunklen Raume zu liegen scheint,
dennoch von einem starken Nebel
umgeben sein müsse, da an
dieser Stelle das Linienspectrum
sehr deutlich sich entwickele
und keineswegs durch die Gegen-
wart des Spectrums der Sterne
vermindert werde. Die Isolirung
der Sterne könne sonach nur eine
scheinbare sein, hervorgerufen
durch das starke Ueberwiegen
des Sternlichtes gegenüber dem
Nebellichte.

Nebel dieser Art, welche
ein Hauptspectrum von einer Linie
bis drei oder vier Linien geben,
können sonach nicht als Anhäu-
fungen von Himmelskörpern stern-

Fig. 469. D-Linien im Spectrum der
Sonnenflecke.

B	C

Fig. 470. Young’s Beobachtung des
Protuberanzenspectrums.



D

s

D

C

Fig. 471-

Young’s Methode
bei Beobachtung der
Protuberanzen spectren.

D

1 I

F
m 1

Fig. 472. Das Spectrum des Uranus.

G	Hr

«fr*-—' - .w.--Y»
r

r "1 V f . f/V L 4

Fig. 473. Spectrum des Saturn und seiner Ringe.

Photographisch aufgenommen von W. W. Campbell (Lick), circa lomal vergrössert.
Mond als Vergleichsspectrum.

Mond

Ring

Kugel

Ring

Mond.





artiger Constitution angesehen werden. Das Verhalten
ihres Lichtes ist so verschieden, dass auch die Licht-
quelle eine ganz andere sein muss.

Die drei Gaslinien a, b, c in Figur 474, welche
bei den eigentlichen Nebelflecken in der Regel beob-
achtet werden, sind von verschiedener Intensität; a ist
sehr stark und breit, b nur halb so stark aber noch
sehr auffällig, c endlich sehr schwach. Alle liegen
etwa in der Mitte zwischen D und SrS; die Haupt-
farbe der Nebel ist also Grün, während Blau nur
schwach auftritt. Von der hellsten Linie (a) wissen
wir bestimmt, dass sie mit der hellsten Stickstofflinie
zusammenfällt, doch tritt im Stickstoffspectrum noch
eine grössere Zahl anderer Linien auf. Die schwächste
Linie (c) fällt mit der grünen Wasserstofflinie H ß
zusammen, ist also identisch mit der starken Ab-
sorptionslinie F im Sonnenspectrum. Das gewöhn-
liche Wasserstoffspectrum zeigt aber noch 2 andere
Linien, \Ha (C im Sonnenspectrum) und Hy (nahe
bei G im Sonnenspectrum). Die dritte Nebellinie (b),
in der Mitte zwischen den beiden genannten, stimmt
mit keiner der Linien des Sonnenspectrums überein;
ihr zunächst liegt eine Magnesiumlinie.

Wie an anderer Stelle erwähnt wurde, war es
Huggins, der zuerst das Spectrum eines Nebelfleckes
erhielt (1864). Dasselbe stellte sich, wie in Figur 475
veranschaulicht, als Linienspectrum dar, wobei die
hellste Linie (1) mit dem Stickstoff, die schwächste (3)
mit dem Wasserstoff, die mittelhelle (2) mit keiner
der bekannten Linien des Sonnenspectrums überein-
stimmt. Nebenher lief auch noch ein äusserst schwa-
ches continuirliches Spectrum, welches auf eine Verdichtung der Gasmasse in
ihrem Innern hinwies. Später gelang es Huggins, Nebelspectren zu photo-
graphiren, auf welchem Wege er unter andern das in Figur 476 reproducirte
Photogramm des Spectrums des Orion-Nebels erhielt. Zum Ver-
gleiche ist das Spectrum eines Sternes vom Typus I (weisse
Sterne) beigefügt. In dem Nebelspectrum zeigen sich die Wasser-
stofflinien (//ß und Hy) gut begrenzt, während sie im Stern-
spectrum breiter und verwaschen erscheinen.

Bezüglich der Lichtschwäche der Nebelflecke
wäre noch zu bemerken, dass man vielfach der Frage
näher getreten ist (Struve, Herschel, Alberi), ob
bezüglich des Lichtes der Gestirne auf seinem Wege
bis zum Beobachter ein Verlust von der ursprüng-
lichen Helligkeit zu constatiren wäre. Die Unter-
suchungen führten zu entgegengesetzten Meinungen,
und es muss im Besonderen bezüglich der Nebel con-
statirt werden, dass uns jede Kenntniss über den Ver-
lust der ursprünglichen Helligkeit des Lichtes bei
seinem Durchgänge durch den Weltraum und durch
die irdische Atmosphäre fehlt. Wir haben jedoch Grund
zur Annahme, dass das Licht der gasartigen Nebel,
bevor es zum Auge des Beobachters gelangt, einen
geringeren Verlust erleidet, als das Licht eines Ster-
nes derselben Helligkeit und derselben Entfernung. Ein Nebel-
fleck dieser Classe sendet Licht von einem Grade, beziehungs-
weise zwei oder drei verschiedenen Graden von Brechbarkeit,
welche ungefähr der Mitte
des sichtbaren Spectrums
entsprechen; das Sternlicht
hingegen umfasst alle Far-
ben des Spectrums.

Was schliesslich die
K ometen anbetrifft, ergab
die Spectralanalyse ein ähn-
liches Resultat wie bei den
Nebelflecken, indem auch
bei jenen sowohl continuir-
liche als discontinuirliche
Spectren beobachtet worden
sind. Die Entscheidung be-
züglich des ersteren Spec-
trums hängt mit der Frage
zusammen, ob es von einem
Bestandtheil des Kometen,
der sich im festen oder
flüssigen Zustande befindet,
herrührt, oder von einer
starken Verdichtung des
Gases im Kerne des Ko-
meten, oder von reflec-
tirtem Sonnenlicht. Wich-
tige Aufschlüsse hierüber
werden erst zu gewinnen
sein, sobald ein grösserer
und lichtstärkerer Komet



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