VI. Die Planeten, Monde und Kometen 
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Beimischung von Stickstoff, woraus hervorgeht, daß das Kopf- und Schweif 
spektrum im wesentlichen den gleichen nur unter verschiedenen Druck 
verhältnissen leuchtenden Gasen angehören. Wenn dabei auch noch nicht 
alle Kohlenmonoxydlinien (in Wirklichkeit handelt es sich auch hier um 
komplizierte Bänder) in den Schweifspektren nachgewiesen sind, so stim 
men doch die Lage und die Helligkeitsverhältnisse der Linien derartig 
überein, daß an einem identischen Ursprung der Emissionen nicht zu zweifeln 
ist. Daß man erst verhältnismäßig spät auf die Lösung des Problems ge- 
k 6500 6000 5500 5000 4500 
Abb. 189. Spektra von Kohlenmonoxyd: a) Swanspektrum, b) CO-Spektrum bei 
niederem Druck, c) CO-Spektrum bei höherem Druck. (Nach Fowler.) 
kommen ist, hat seinen Grund in der Überlagerung der Liniengruppen im 
CO-Spektrum (Abb. 189), ferner darin, daß nicht zwei Kometenspektra völlig 
identische Linien geben. 
Das kontinuierliche Spektrum der helleren Kometen stammt zweifellos in 
erster Linie vom Kern her. Trotz Fehlens einer Phasenbildung wird man 
das Licht hauptsächlich als reflektiertes Sonnenlicht aufzufassen haben, nach 
dem es schon Huggins gelungen war, von den Kometen der Jahre 1881 
und 1882 Spektralaufnahmen zu erhalten, die einige Fraunhofer sehe Linien 
zeigten. Die bisherigen, allerdings recht spärlichen Polarisationsbeobach 
tungen verraten gleichfalls die Existenz von reflektiertem Licht, wenn es 
auch nicht möglich ist, hiernach zu entscheiden, welcher Betrag vom Gesamt 
licht dem reflektierten zukommt, da ja bei der Reflexion immer nur ein Teil 
betrag des reflektierten Lichts polarisiert wird. 
Während in den meisten Fällen das Kometenspektrum sich so, wie be 
schrieben, verhält, treten bei großen Kometen und beträchtlicher Annäherung 
an die Sonne noch die Spektra anderer Elemente auf. Zum ersten Male 
wurde dies bei dem Wells sehen Kometen des Jahres 1882 gleichzeitig von 
Vogel, Duner, Bredichin u. a. beobachtet; diese fanden im Spektrum eine 
helle gelbe Linie, die sich mit der Natriumlinie als identisch erwies, wie be 
sonders ihre Trennung in zwei Komponenten zeigte. Das Leuchten des 
Natriumdampfes war ein so intensives, daß bei weit geöffnetem Spalt der 
Kopf des Kometen im Natriumlicht seiner Form nach erkannt werden konnte, 
ähnlich wie eine Sonnenprotuberanz im Lichte einer Wasserstofflinie. Es ist 
nun sehr bemerkenswert, daß bei diesem Kometen, der der Sonne bis auf 
9 Mill. km nahegekommen ist, die Kohlenoxydbänder immer schwächer 
wurden, je heller die Natriumlinie erschien. Dieselbe Erscheinung war bei 
dem großen Septemberkometen desselben Jahres sowie bei den Kometen 
1910 I, 1910 II (Halley) und 1911 III (Beljawski) zu beobachten; auch hier 
war eine deutliche Abhängigkeit der Intensität des Kohlenoxydspektrums