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Fixsterne (photographische Spektraluntersuchungen).
netenartige Verdichtungen der Nebelmaterie vervollständigen das Bild, welches, lebhaft an die Kantsche Weltbildungshypothese erinnernd, uns gleichsam die Umbildung einer Nebelmasse in ein Sonnensystem vor Augen führt. Kürzlich ist es auch Andoyer und Montangerand in Toulouse gelungen, den Ringnebel in der Leier (vgl. die Tafel »Nebelflecke«, Bd. 12, Fig. 7) und seine Umgebung mittels einer auf mehrere Nächte verteilten Belichtung von 9 Stunden zu photographieren. Das Bild zeigt auf einer Fläche von 3 Quadratgrad 4800 Sterne.
Auch die Anwendung der Spektralanalyse auf die Stellarastronomie wird wesentlich gefördert durch die Photographie. Wenn es sich darum handelt, das Spektrum eines Sternes mit demjenigen einer ruhenden Lichtquelle zu vergleichen, um nach dem Dopplerschen Prinzip (vgl. Spektralanalyse, Bd. 15, S. 121) aus der Verschiebung der Linien des erstern nach dem Rot oder Violett auf eine von uns weg oder auf uns zu gerichtete Bewegung des Sternes zu schließen, so bereitet die beständig scintillierende Bewegung der Linien des Sternspektrums große Schwierigkeit. Diese fällt weg, wie neuerdings die Arbeiten von Vogel und Scheiner in Potsdam gezeigt haben, wenn beide Spektren auf derselben Platte übereinander photographiert werden, und es ist dann eine sichere Bestimmung der Bewegung des Sternes in Richtung der Gesichtslinie möglich. Die Potsdamer Aufnahmen haben unter anderm gezeigt, daß der Polarstern, Algenib (a im Perseus) und Procyon sich der Sonne nähern mit Geschwindigkeiten von 3,5, 1,5 und 1,5 Meilen in der Sekunde, Capella aber und Aldebaran sich von ihr entfernen mit Geschwindigkeiten von 3,5 und 6,5 Meilen. Von mindestens ebenso großer, wenn nicht noch größerer Bedeutung ist aber die Photographie der Spektren für die genaue Ausmessung, und es beträgt die Genauigkeit der Wellenlängen bei Anwendung der Photographie mindestens das Zwanzigfache von der bei direkter Beobachtung Erreichbaren. Eine ähnliche Genauigkeit ermöglicht übrigens auch bei bloßer Okularbeobachtung das Riesenfernrohr der Lick-Sternwarte in Kalifornien. Mit Hilfe des an demselben angebrachten Spektralapparats ist es Keeler gelungen, bei 10 planetarischen Nebeln Bewegungen in der Gesichtslinie zu erkennen.
Was die Anwendung der Spektralanalyse auf Untersuchung der F. anlangt, so mußte als eine der nächstliegenden Aufgaben die Herbeischaffung möglichst zahlreicher zuverlässiger Angaben über die Spektren der verschiedenen F. erscheinen, und es haben deshalb Vogel in Potsdam und Dunér in Lund seit 1878 nach einem gemeinsamen Plan eine spektroskopische Untersuchung aller Sterne zwischen dem Nordpol und 1° südlicher Deklination bis herab zur 7,5. Größe ausgeführt. Vogel, dem die Zone zwischen 1° südlicher und 40° nördlicher Deklination zufiel, hat in Nr. 11 der »Publikationen des astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam« (1883) für die Zone von 20° nördlicher und 1° südlicher Deklination einen spektroskopischen Sternkatalog veröffentlicht, welcher 4051 Sterne aufzählt, von denen 2155 zur Vogelschen Klasse Ia (vgl. Fixsterne, Bd. 6, S. 325), 10 zur Klasse Ib, 1240 zur Klasse IIa, 288 zur Klasse IIIa, 9 zur Klasse IIIb gehören, während sich bei 349 die Klasse, zu welcher das Spektrum gehört, nicht genau feststellen ließ. Von Dunér aber haben wir eine Spezialarbeit über die Sterne der dritten Vogelschen Klasse mit Bandenspektrum. Dieser Katalog umfaßt 352 Sterne, von denen 297 zur Klasse IIIa, 55 aber zu IIIb gehören, welche Klasse wenig zahlreich ist und nur schwache rote Sterne umfaßt. N. v. Konkoly und Kövesligethy in O'Gyalla haben die spektroskopische Durchmusterung des Himmels auf die südliche Hemisphäre ausgedehnt und im 8. Bande der Beobachtungen genannter Sternwarte einen Katalog von 2022 Sternen zwischen dem Äquator und 15° südlicher Deklination veröffentlicht, von denen 990 der Vogelschen Klasse Ia, 16 der Klasse Ib (darunter 12 unsicher), einer unsicher der Klasse Ic, 865 der Klasse IIa, 2 der Klasse IIb, 87 der Klasse IIIa und 3 der Klasse IIIb angehören; 41 zeigten ein kontinuierliches, 3 ein monochromatisches Spektrum, auf Anwesenheit kleiner Gasnebel deutend, und bei 14 war der Charakter des Spektrums unentschieden.
F., in deren Spektrum helle Linien auftreten, sind schon seit längerer Zeit mehrfach bekannt, und Vogel hat in seiner spektroskopischen Klassifikation der F. auf dieselben Rücksicht genommen. Durch die Bemühungen von Espin, Pickering u. a. hat man aber in den letzten Jahren noch eine größere Zahl solcher Sterne kennen gelernt. In einem Anhang zur neuesten Ausgabe von Birminghams Katalog roter Sterne hat Espin 52 solcher Sterne mit hellen Linien verzeichnet. Derselbe unterscheidet zwei Gruppen von derartigen Sternen. Bei den Sternen der ersten Gruppe, Vogels Klasse Ic, bei denen die Wasserstofflinien sowie die Linien D_{3} (Wellenlänge 588 Millionstel-Millimeter) hell erscheinen, sind die Linien veränderlich, und die Veränderung erfolgt nicht gleichzeitig; bei den Sternen der zweiten Gruppe, auch als Klasse IIIc bezeichnet, können eine oder mehrere Wasserstofflinien hell sein, während die andern unsichtbar sind, wie bei Mira, wo H_{μ} und H_{δ} sichtbar sind, während von andern Wasserstofflinien keine Spur vorhanden ist. Bei den veränderlichen Sternen R im Schwan, R in der Andromeda und S in der Kassiopeia wurde die außerordentlich glänzende Linie F nach dem Maximum der Helligkeit beobachtet. In Vogels Klasse Ib sind die Wasserstofflinien möglicherweise schwach hell, bei einem dieser Sterne wurden auch andre helle Linien entdeckt.
Interessante Eigentümlichkeiten hat Scheiner in Potsdam bei den Sternspektren der ersten Vogelschen Klasse an photographischen Aufnahmen derselben erkannt. Diese Spektren enthalten neben breiten verwaschenen Wasserstofflinien nur äußerst zarte Metalllinien. Eine Ausnahme machen aber zwei Linien, die sich in einigen dieser Spektren finden: die eine von der Wellenlinie 448,14 μμ (Milliontel-Millimeter) ist wahrscheinlich identisch mit einer Magnesiumlinie des Sonnenspektrums; die zweite von der Wellenlänge 447,14 findet sich nicht im Sonnenspektrum. Sind diese Linien die einzigen neben den Wasserstofflinien auftretenden, so sind sie ebenso verwaschen und breit wie diese; treten aber neben ihnen noch andre Metalllinien auf, so sind sie gleich diesen sehr fein und scharf. Der Magnesiumdampf und der der Linie 447,14 μμ entsprechende Stoff treten also schon in einem frühern Übergangsstadium der Sterne in denjenigen Zustand über, den der Wasserstoff erst dann annimmt, wenn die Metalllinien zahlreich und stark werden, mit andern Worten, wenn die Abkühlung so weit vorgeschritten ist, daß die zweite Spektralklasse erreicht wird. Die Linie 447,14 μμ hat Scheiner außer bei Algol (β im Perseus) nur in der ersten Spektralklasse angehörigen Sternen β (Rigel), γ (Bellatrix), δ, ε, ζ des Orion gefunden, und sie ist wahrscheinlich identisch mit einer früher von Copeland im Spektrum des Orionnebels bemerkten Linie (447,6 μμ). Dies würde auf einen physischen Zusammenhang zwischen diesen Ster-^[folgende Seite]
