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Astrospectroskopie. 423 
500:59pp. stets die hellste und ist bei schwachen Nebeln zuweilen die einzige 
sichtbare. Ausser diesen vier Hauptlinien sind von einzelnen Beobachtern noch 
andere helle Linien von geringerer Intensität gegenüber den ersteren gesehen 
worden, so von TAvLon, H. C. VocEL und COoPELAND; letzterer constatirte eine 
Linie bei 587:5 pp im Spectrum des Orionnebel, die wahrscheinlich mit der 2;- 
Linie identisch ist. Der zuletzt genannte Nebel ist, wohl seiner Grósse und Hellig- 
keit wegen, vielfach Gegenstand spectroskopischer Untersuchungen gewesen, die 
recht interessante Resultate geliefert haben. HucGerns und DRAPER photographirten 
das Spectrum des Orionnebels wiederholentlich, wobei die gewonnenen Resultate 
auffällige Unterschiede zeigten, je nach der Stelle des Nebels, die auf den Spalt 
projicirt wurde. Besonders fand Hucaiws, dass, wenn der Spalt durch ein oder 
zwei der Sterne des bekannten Trapezes im Orionnebel hindurchging, Linien im 
Nebelspectrum auftraten, die am intensivsten in unmittelbarer Náhe der Stern- 
spectren waren und die im Spectrum von Nebelpartien in einiger Entfernung von 
den Trapezsternen sich überhaupt nicht zeigten, was darauf schliessen liesse, 
dass die Nebelmaterie in unmittelbarer Umgebung der Trapezsterne am dicbtesten 
sei, und dass diese letzteren wirklich innerhalb des Nebels stánden und sich 
nicht etwa bloss auf denselben projicirten. Einen weiteren Stützpunkt für die 
Annahme, dass der Nebel thatsächlich und nicht nur dem Augenschein nach zu 
den sonstigen Sternen im Orion gehôrt, liefert eine Beobachtung von COPELAND, 
der im Nebelspectrum bei ungefáhr 447:6pp eine helle Linie fand, die wahr- 
scheinlich mit einer nur in den Orionsternen und im Algol bisher beobachteten 
Linie bei 447:136 pp. identisch ist, welche keiner Linie im Sonnenspectrum ent- 
spricht und daher ihrer Natur nach unbekannt ist. 
Was nun die verhàltnissmüssig grosse Einfachheit der Nebelspectra, sowie 
das Zusammenschrumpfen derselben bei sehr lichtschwachen Objecten auf nur 
eine helle Linie anbetrifft, so kann dieselbe nach theoretischen Betrachtungen 
von ZOÓLLNER und praktischen Versuchen von FRANKLAND und LOCKYER durch 
geringe Dichtigkeit der den Nebel bildenden Gase erklärt werden, während 
Huacıns experimentell nachwies, dass auch eine erhebliche allgemeine Absorption 
des ausgesandten Lichtes eine Reduction der Spectren der Gase auf wenige 
Linien bewirkt. 
Weit schwieriger als das helle Linienspectrum der Nebel ist das bei einer 
ganzen Reihe derselben ausserdem beobachtete schwache continuirliche Spectrum 
zu erklären. Dasselbe scheint seine grósste Helligkeit etwa bei der 4-Gruppe zu 
haben, wie das áhnlich auch die Spectren der Sternhaufen zeigen. H. C. VOGEL 
glaubt nicht, dass sich dies Spectrum bei Anwendung starker Dispersionen in 
Linien auflösen lasse, während CoPELAND und Huccıns das für möglich halten. 
Eine klare Vorstellung über den Ursprung dieses continuirlichen Nebelspectrums 
hat man bis jetzt nicht gewonnen. Das Charakteristische für die Nebel bleibt 
immer das Auftreten der hellen Linien im Spectrum, und mit Hilfe dieses Er- 
kennungsmittels hat man einzelne sternartig erscheinende Objecte als zur Klasse 
der planetarischen Nebel gehórig nachgewiesen. Zwischen diesen letzteren und 
den grossen, ausgedehnteren Nebeln hat sich ein specifischer Unterschied im 
Spectrum nicht nachweisen lassen, sodass also den Bestandtheilen nach zwischen 
diesen beiden der Form nach gewóhnlich unterschiedenen Arten keine eigent- 
liche Differenz besteht. Da sich übrigens in den máchtigsten Fernróhren der 
Gegenwart die planetarischen Nebel keineswegs immer als Gebilde von einfacher 
Form darstellen, so dürfte man wohl besser die ganze Trennung in zwei Klassen 
bei den Nebeln aufgeben.