VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 355 
eigentliche Photosphäre umgebenden Wasserstoffring, einer Art ausgedehnter 
Chromosphäre, in der jedenfalls die Dichte wesentlich geringer ist. 
Schwieriger läßt sich die Tatsache erklären, daß einzelne Wasserstofflinien 
hell, andere dunkel sind. Nach einer von Campbell gefundenen Regel werden 
die Emissionslinien mit abnehmender Wellenlänge immer schwächer; dann 
setzen die Absorptionslinien mit wachsender Stärke ein. Bei dem hellsten 
Bp-Stern, y Cassiopeiae, sind z. B. die ersten sechs Linien hell, die übrigen 
dunkel; bei den anderen Vertretern der Gruppe setzen die Absorptionen be 
reits bei HS oder Hy ein. Auch sind die Umkehrungen von Merrill u. a. 
z. T. in doppelter Form, ähnlich wie bei den Kalziumlinien der Sonne 
(Abb. 139) und unsymmetrisch beobachtet worden. 
Scheiner hat die CAMPBELLSche Feststellung durch Temperaturunterschiede 
zu erklären versucht, derart, daß bei fortschreitender Abkühlung der Atmo 
sphäre und Abnahme ihrer Höhe zuerst die hellen Wasserstofflinien des Ultra 
violett und dann allmählich die anderen langwelligen Linien der Serie ver 
schwinden, bis mit dem Erlöschen von Hcc das normale B- bzw. A-Spektrum 
erreicht ist. Irgendwelche Anzeichen, daß die Sterne mit hellen Wasserstoff 
linien eine höhere Temperatur haben als die anderen der gleichen Spektral 
klasse, liegen indessen nicht vor, die Erklärung ist daher zweifellos nicht 
stichhaltig. Nach den neueren Forschungen über die Atomstruktur liegt es 
näher, den Grund in irgendwelchen Vorgängen im Kern und in den ihn 
umkreisenden Elektronen zu vermuten. Nach einer Hypothese von Bohr 
wird jede Emissionslinie durch Überspringen eines Elektrons von einer 
Bahn größerer Energie in die Ausgangsbahn der betr. Serie hervorgerufen. 
Dadurch sind Teilemissionen physikalisch erklärbar und es liegt daher kein 
zwingender Grund vor, die am Himmel beobachtete Erscheinung anders zu 
deuten. 
Über die Klasse F der Harvardreihe ist im einzelnen wenig zu sagen. 
Sie ist eine typische Übergangsform von den Sirius- zu den Sonnensternen 
und enthält keine oder nur sehr wenige abnorme Vertreter. Besondere Auf 
merksamkeit verdient sie dadurch, daß die im Vordergründe des astronomi 
schen Interesses stehenden veränderlichen Sterne vom Cepheitypus größten 
teils dieser Klasse und ihren Übergängen zur nächstfolgenden angehören. 
Irgendeine besondere Stellung unter den ersten Spektraltypen nehmen 
auch die Sterne ein, die in der alten Maury sehen Klassifikation den c-Cha- 
rakter erhalten haben. Wir wissen bereits (S. 323), daß es sich dabei um 
Spektra handelt, die ungewöhnlich scharfe Struktur der Wasserstoff- und 
wenn solche vorhanden, auch der Heliumlinien zeigen. Da sie sich, ab 
weichend von den meisten anderen normalen A- bis G-Sternen, nach dem 
galaktischen Gürtel zu zusammendrängen, sehr geringe Parallaxen und kaum 
merkliche Eigenbewegungen zeigen, handelt es sich zweifellos um absolut 
sehr helle Sterne hoher Temperatur und geringer Dichte. Alle näher unter 
suchten Veränderlichten vom S Cepheitypus besitzen z. B. in ihren Spektren 
mehr oder weniger die c-Charakteristik der Linien. 
Die Spektra der G-Klasse sind durch das Sonnenspektrum genügend ge 
kennzeichnet. Die meisten G-Sterne stimmen Linie für Linie mit der Sonne 
überein, auch was das Aussehen, die Breite, Schärfe und relative Intensität 
der Absorptionen anbetrifft. Daß die Abweichungen der Linienstärke, die man 
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