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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Abb. 213. lntensitätskurven von Wasser- 
Stofflinien in Sternspektren. 3) a Gemin. 
5) >j Urs. mui., 7) y Cassiop. 
kontinuierlichen Grunde einfach über 
strahlt werden. Eine Bestätigung dieser 
Vermutung könnte man in der Tatsache 
erblicken, daß das erste Auftreten der 
Metallabsorptionen mit dem Schärfer 
werden der Wasserstofflinien eng ver 
knüpft ist. 
Der Umstand, daß in der Klasse A 
die Wasserstofflinien sehr kräftig, breit 
und verwaschen sind, läßt auf Grund 
der Folgerungen aus dem Kirchhoff- 
schen Satze verschiedene Deutungen 
zu: große Dicke der Schicht, große 
Dichtigkeit bei geringer Schichtendicke 
oder sehr hohe Temperatur des Wasser 
stoffes. Welche von diesen Ursachen 
in jedem Einzelfalle überwiegt, entzieht 
sich der Beurteilung, doch kann man 
aus der Intensitätsverteilung des Lichtes 
innerhalb der verbreiterten Linien eini 
ge Schlüsse ziehen. 
In Abb. 213 sind einige derartige 
Intensitätskurven von Wasserstofflinien 
verschiedener Sterne abgebildet, die heute mit dem KocH-Goosschen Mikro 
photometer ganz automatisch aus den Photogrammen konstruiert werden kön 
nen. In den Fällen 1, 2, 3 ist die Höhe der Wasserstoffatmosphäre noch nicht 
so hoch, daß von ihr der eigentliche Kern des Sternes wesentlich überragt 
wird. Es treten daher nur Absorptionslinien auf, deren Intensität je nach der 
Stärke der Temperaturdifferenz zwischen der Photosphäre und der absor 
bierenden Atmosphäre verschieden ist. Sobald jedoch die Wasserstoffatmo 
sphäre den Stern in einem größeren Abstande einschließt (Abb. 217), geben 
die über den Kern hervorragenden Teile der glühenden Atmosphäre ein 
Wasserstoffspektrum mit hellen Linien, während die vor der Scheibe befind 
lichen Teile dunkle Absorptionen erzeugen (Fall 4). Bei sehr hohen Atmo 
sphären können die Aufhellungen schließlich bis zur vollkommenen Selbst 
umkehr der Linien gehen. Wie man sieht, stellen die einzelnen Kurven 3, 2, 
1, 6, 7, 8 der Abb. 213 kontinuierliche Übergänge von den kräftigsten Ab 
sorptionslinien durch kaum sichtbare hindurch bis zu reinen Emissionen dar. 
Die Erscheinung selbst ist bisher nur bei B- und seltener bei A-Sternen be 
obachtet worden. In der Harvardgruppierung werden diese Sterne als Bp bzw. 
Ap (peculiar) geführt. Als besonders auffällige Vertreter der Klasse mögen 
y Cassiopeiae und cp Persei genannt sein. 
Bei dieser Umkehr der Wasserstofflinien fällt es auf, daß die dunkle 
Absorptionslinie stets breiter ist als die aufhellende Emissionslinie. Der Grund 
hierfür ist nach der obigen Deutung ein selbstverständlicher. Das Licht der 
Sternphotosphäre muß durch die sämtlichen Schichten der Atmosphäre hin 
durch, die Breite der Absorptionslinie entspricht demnach dieser dichtesten 
Schicht. Die Emissionslinie nimmt dagegen ihren Ursprung von dem die