408 Astrospectroskopie. 
wollte. Die direkten Beobachtungen über die Lage der dunkeln Streifen von 
Huccıns, H. C. VoGEL und KEELER stimmen gut überein und beweisen, dass 
die dunkle Bande bei 618 pp. auch im Spectrum des Uranus vorhanden ist, sowie 
dass die Absorption in der Atmosphäre dieses Planeten eine ungewöhnlich starke 
und von der der Erdatmosphäre verschiedene ist, wenn auch beide darin sich 
gleichen, dass von der /-Linie ab im Blau und Violett nur noch eine allgemeine 
Absorption stattfindet. 
Das Spectrum des Neptun endlich ist so lichtschwach, dass FRAUN- 
HOFER’sche Linien gar nicht mehr und dunkle Absorptionsstreifen mit Mühe darin 
zu erkennen sind, doch gelang es VOGEL, eine allgemeine Uebereinstimmung 
derselben mit denjenigen des Uranus nachzuweisen. 
Das Spectrum der Kometen. 
Theilweise um die Sonne kreisend und theilweise nach einmaliger An- 
näherung an dieselbe sich im Weltraume verlierend, bilden die Kometen 
gleichsam ein Verbindungsglied zwischen dem Sonnensysteme und der Fixstern- 
welt, und daher wird man beim Uebergange der spectroskopischen Betrachtung 
von ersterem zu letzteren die Besprechung der Kometenspectra als natürliche 
Brücke anzusehen haben. Dieselben bestehen im Allgemeinen aus einem con- 
tinuirlichen Spectrum, in welchem drei helle, Bänder aufleuchten. Diese letzteren 
setzen sich aus einer grossen Anzahl heller Linien zusammen, welche gegen das 
Violett hin an Helligkeit und Abstand verlieren. Betrachtet man dieselben bei 
weit geöffnetem Spalt, wie er wegen der Lichtschwäche der Kometen meistens 
angewendet werden muss, so erscheinen jene hellen Partien als einseitig (d. h. 
nach dem Violett zu) verwaschene Bánder mit ziemlich scharfer Grenze gegen 
das Roth. Dabei pflegt das Maximum der Helligkeit nicht mit dieser Grenze 
zusammenzufallen, sondern etwas gegen das Violett hin verschoben zu sein, ein 
Umstand, der die zum Theil recht erheblichen Differenzen in der Lagenbestimmung 
dieser Bänder erklärt. Da diese Maximalhelligkeit móglicherweise keine feste 
Lage in dem Bande hat, so ist es richtiger, bei der Wellenlängenbestimmung 
die scharfe Grenze gegen das Roth hin einzustellen. Die besten darauf bezüg- 
lichen Messungen geben im Mittel die Wellenlängen der drei Bänder zu 563:0, 
5166 und 4719 pp. Es unterliegt keinem Zweifel, dass diese drei hellen 
Kometenbänder identisch sind mit denen der Kohlenwasserstoffe, die bei allen 
diesen gleich sind und wahrscheinlich dem Acetylen, einem der Zersetzungs- 
produkte der Kohlenwasserstoffe, ihr Dasein verdanken, und deren Wellenlängen 
569:5, 516:5 und 473:8 pp. betragen. Ein Unterschied zwischen den Spectren 
der Kohlenwasserstoffe und der Kometen besteht nun darin, dass in ersteren 
noch zwei weitere Bänder (je eines im Roth und Violett bei 618:8 und 481:2 v.) 
vorhanden sind, welche bei den Kometen fehlen, was seine Erklärung wohl am 
einfachsten dadurch findet, dass diese beiden — nebenbei schwáchsten — Banden 
im Kohlenwasserstoffspectrum bei niedrigen Temperaturen nicht auftreten. Doch 
fand VocEL im Komet 1882 I einen rothen Streifen bei 613 wp, der möglicher 
Weise dem rothen Kohlenwasserstoffbande angehórt. Ein weiterer Unterschied 
zwischen dem KohlenwasserstoffT- und dem Kometenspectrum besteht darin, dass 
in ersterem die Helligkeitsmaxima der einzelnen Banden mit der scharfen Kante 
nach Roth hin zusammenfallen, wobei auch erwáhnt sei, dass man in den 
meisten Kohlenwasserstoffbündern eine Anzahl (etwa bis fünf) Unterabtheilungen 
beobachten kann, von denen HassELBERG die eine im Grün bei 512:9 pu in den 
Kometenspectren 1882 IJ und 1884 I unterscheiden konnte, ein Beweis einmal