Astrospectroskopie. 403 
der vollen diesen eigenthümlichen Breite an, verlaufen aber nach aussen bin 
spitz. Die D,-Linie dagegen verhält sich gerade umgekehrt, ihr entspricht keine 
dunkle Linie im Sonnenspectrum, so kann sie sich auch einer solchen nicht 
anschliessen, sondern scheint dasselbe in scharfer Spitze kaum zu berühren, da- 
gegen verläuft sie breit nach aussen hin, was darauf deuten würde, dass der 
Stoff, dem diese Linie ihr Dasein verdankt und den man, weil man ihn zuerst 
in der Sonne fand, das Helium genannt hat, mit der Entfernung vom Sonnen- 
centrum an Dichte zunimmt. Die Heliumlinie tritt übrigens auch in den meisten 
Sternspectren auf, welche die Wasserstofflinien hell zeigen, wihrend sie in den 
Sternspectren mit dunkeln Linien fehlt. Wie dieses eigenthiimliche Verhalten 
zu erklären ist, ob aus besonderen Eigenschaften dieser Substanz oder aus eigen- 
thümlichen Druck- und Temperaturverhältnissen, lásst sich bis jetzt nicht ent- 
scheiden. PALMIERI will die D.,-Linie im Spectrum eines weichen Auswurf- 
produktes des Vesuv gefunden haben, doch ist erst eine Bestätigung abzuwarten 
sonst ist diese Linie bei irdischen Stoffen nie beobachtet. 
Mit dem Spectrum der Chromosphäre stimmt das Protuberanzenspectrum 
vollkommen überein, nur dass die hellen Linien jeweils die Form desjenigen 
Durchmessers der Protuberanz annehmen, 
der sich unter dem Spalte befindet, wobei 
es vorkommen kann, dass eine Linie aus 
mehreren getrennten Stücken besteht, wie 
das z. B. Fig. 131 zeigt, welche die Linie 
über einer Protuberanz nach einer Beob- 
achtung von H. C. VocEr darstellt. Dabei 
bemerkt man auch deutlich eine Verzerrung 
der hellen Linientheile, welche durch die 
rasche Bewegung der Gase in der Protuberanz nach dem DorrrEm'schen Princip 
bewirkt ist. Vielleicht noch markanter zeigt sich eine wirbelartige Bewegung in 
einer von VOGEL am 3. Juni 1871 beobachteten Protuberanz durch eine doppelte 
Verkrümmung der F-Linie, wie in Fig. 132 abgebildet ist. 
   
(A. 132.) 
Wie man eine Protuberanz auf einmal überblicken kann, ist bei Besprechung 
der Protuberanzenspectroskope auseinander gesetzt worden. Hier mag nur noch 
die Bemerkung Platz finden, dass ein und dieselbe Protuberanz in den ver- 
schiedenen Wasserstofflinien ein verscbiedenes Aussehen hat, was sich einfach 
daraus erklürt, dass die nach dem Violett zu gelegenen Wasserstoftlinien durch 
eine hóhere Temperatur bedingt sind. Die Natriumlinien zeigen bisweilen eine 
doppelte Umkehr, d. h. sie erscheinen hell und sehr breit, zeigen dabei aber in 
ihrer Mitte ein schmales, schwarzes Streifchen, also etwa gerade umgekehrt wie 
sie in Fig. 129 abgebildet sind. Die Lánge der Linien im Protuberanzenspectrum 
ist wesentlich verschieden; am lángsten erscheinen die Linien des Wasserstofts, 
dann folgen die des Heliums, Natriums, Magnesiums etc. Auch die Auswahl 
der Metalllinien, welche hell erscheinen kónnen, ist scheinbar willkürlich, doch 
dürften da T'emperaturverhältnisse in der Hauptsache bestimmend einwirken, 
wenigstens sind es vorwiegend die sogen. langen Linien, welche man im Metall- 
spectrum entworfen durch den elektrischen Flammenbogen beobachtet, die in 
den Protuberanzenspectren hell erscheinen. ]Je nachdem in einer Protuberanz 
die gewóhnlichen Linien Ges Chromosphárenspectrums vorkommen oder noch 
eine mehr oder minder grosse Anzahl von Me*alllinien auftreten, wird man 
Wasserstoff und metallische Protuberanzen unterscheiden können; erstere 
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