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https://doi.org/10.11588/diglit.34796#0017
Über die Spektren der Wolf-Rayet-Sterne. (A. 14) 17
in der ersten Klasse das hellste Band um 468 dominiert, beherrscht
die zweite Klasse das Hauptmaximum um 465. An dieser Stelle
hat der 468-Typ sogar ein Minimum.
Hand in Hand mit diesem Wechsel geht die ultraviolette
Emission um 3484, die nur bei denjenigen Sternen auftritt, welche
die Hauptemission bei 468 besitzen.
Fast ebenso auffallend ist das Fehlen der Bänder um 445—443
beim 468-Typ, die dem 465-Typ durchgängig eigentümlich sind.
Die Sterne Nr. 7, 8 und 9 sind, um das besonders hervor-
zuheben, etwas verschieden von den übrigen Sternen des 468-Typs
(links), und man kann deutlich erkennen, wie sich besonders der
Stern Nr. 9 <= 56.2818 dem 465-Typ nähert. Das Band 468 wird
schmäler, und die Emission 4636 tritt heraus, als ob sie 465 auf-
füllen wollte. Ebenso treten zahlreiche Emissionen jenen der
465-Sterne (rechts) näher. Zugleich verlischt 3484 mehr und
mehr, so daß ganz besonders Nr. 9 einen Übergang vom 468-Typ
zum 465-Typ darstellen dürfte.
Es ist im allgemeinen zu konstatieren, daß wohl alle Sterne
die erste und die zweite Nebenserie des Wasserstoffes enthalten,
zum Teil in Umkehrung. Es ist weiter festzustellen, daß die Haupt-
wasserstof flinien der ersten Nebenserie Hg, H^ usw. bei zahlrei-
chen Sternen als kräftige Absorptionslinien auftreten. Dies tritt
besonders gegen die kürzeren Wellenlängen hervor, so daß bei
einzelnen Sternen der Anblick des Spektrums im Violetten dem-
jenigen eines Sternes der A- oder F-Klasse sehr ähnlich wird. Das
ist interessant und erregt den Gedanken, daß diese Spektren
vielleicht aus solchen zweier leuchtender Himmelskörper überein-
ander gelagert sein könnten.
Die Bänder der Spektra sind nun alle sehr kompliziert und
untereinander verschieden, und offenbar aus vielen Einzellinien
aufgebaut, sodaß es bei der mir zur Verfügung stehenden geringen
Dispersion ziemlich aussichtslos bleibt, mich auf Einzelunter-
suchungen einzulassen. Ich habe deshalb diesen Versuch vorläufig
aufgegeben; vor allem auch aus einem anderen Grund, auf den ich
unten eingehen möchte.
Zur besseren Übersicht habe ich Intensitätskurven der Spektra
der Sterne am Okular des Mikrometers gezeichnet. Diese Kurven
seien hier abgebildet, besonders, um den Unterschied zwischen
dem 468- und 465-Typ zu illustrieren. Auf der ersten Figur, auf
der der 468-Typ zur Darstellung gelangt, ist zu unterst ein Spektrum
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in der ersten Klasse das hellste Band um 468 dominiert, beherrscht
die zweite Klasse das Hauptmaximum um 465. An dieser Stelle
hat der 468-Typ sogar ein Minimum.
Hand in Hand mit diesem Wechsel geht die ultraviolette
Emission um 3484, die nur bei denjenigen Sternen auftritt, welche
die Hauptemission bei 468 besitzen.
Fast ebenso auffallend ist das Fehlen der Bänder um 445—443
beim 468-Typ, die dem 465-Typ durchgängig eigentümlich sind.
Die Sterne Nr. 7, 8 und 9 sind, um das besonders hervor-
zuheben, etwas verschieden von den übrigen Sternen des 468-Typs
(links), und man kann deutlich erkennen, wie sich besonders der
Stern Nr. 9 <= 56.2818 dem 465-Typ nähert. Das Band 468 wird
schmäler, und die Emission 4636 tritt heraus, als ob sie 465 auf-
füllen wollte. Ebenso treten zahlreiche Emissionen jenen der
465-Sterne (rechts) näher. Zugleich verlischt 3484 mehr und
mehr, so daß ganz besonders Nr. 9 einen Übergang vom 468-Typ
zum 465-Typ darstellen dürfte.
Es ist im allgemeinen zu konstatieren, daß wohl alle Sterne
die erste und die zweite Nebenserie des Wasserstoffes enthalten,
zum Teil in Umkehrung. Es ist weiter festzustellen, daß die Haupt-
wasserstof flinien der ersten Nebenserie Hg, H^ usw. bei zahlrei-
chen Sternen als kräftige Absorptionslinien auftreten. Dies tritt
besonders gegen die kürzeren Wellenlängen hervor, so daß bei
einzelnen Sternen der Anblick des Spektrums im Violetten dem-
jenigen eines Sternes der A- oder F-Klasse sehr ähnlich wird. Das
ist interessant und erregt den Gedanken, daß diese Spektren
vielleicht aus solchen zweier leuchtender Himmelskörper überein-
ander gelagert sein könnten.
Die Bänder der Spektra sind nun alle sehr kompliziert und
untereinander verschieden, und offenbar aus vielen Einzellinien
aufgebaut, sodaß es bei der mir zur Verfügung stehenden geringen
Dispersion ziemlich aussichtslos bleibt, mich auf Einzelunter-
suchungen einzulassen. Ich habe deshalb diesen Versuch vorläufig
aufgegeben; vor allem auch aus einem anderen Grund, auf den ich
unten eingehen möchte.
Zur besseren Übersicht habe ich Intensitätskurven der Spektra
der Sterne am Okular des Mikrometers gezeichnet. Diese Kurven
seien hier abgebildet, besonders, um den Unterschied zwischen
dem 468- und 465-Typ zu illustrieren. Auf der ersten Figur, auf
der der 468-Typ zur Darstellung gelangt, ist zu unterst ein Spektrum
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