VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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reits zu und schon die größere Anzahl von Übergängen nach den Helium- 
(B-)Sternen zu beweist, daß wir es hier mit Himmelskörpern zu tun haben, 
die im wesentlichen bereits als Sterne anzusprechen sind. 
Man bezeichnet diese Klasse auch als den WoLF-RAYETschen Typus, weil 
diese beiden Beobachter 1867 zuerst die Charakteristik der Spektra bei drei 
im Sternbild des Schwanes gelegenen Sternen erkannt haben. Es sind jetzt 
etwa 100, bis auf eine Ausnahme (y Argus) schwache Sterne der Klasse O 
bekannt. Früher rechnete man aus formalen Gründen auch die Neuen Sterne 
hinzu; nachdem deren Spektra aber genauer erforscht sind, ist es nicht mehr 
statthaft, sie in die gleiche Klasse einzuordnen. 
Stellt man die O-Sterne nach ihren Örtern zusammen, so ergibt sich wieder 
einmal mit auffallender Deutlichkeit, daß sie sich mit Ausnahme einer Gruppe 
von 21 Gliedern, die der Großen Kapwolke angehört, durchweg in der Milch 
straße, und zwar in nächster Nähe des galaktischen Äquators befinden. In 
etwa 65% aller Fälle kommen galaktische Abstände zwischen 0 und 2° vor, 
so daß man sehr wohl die Lage der Milchstraßenebene aus den Örtern der 
O-Sterne ableiten kann. Eine weitere Eigentümlichkeit besteht in der ausge 
sprochenen Gruppenbildung dieser Sterne. Es sind dabei drei große Grup 
pen zu erkennen: 15 Sterne innerhalb eines Milchstraßenstückes von 5%° 
Länge in Argo, 8 Sterne innerhalb 5° in Norma und 8 Sterne innerhalb 8° 
im Cygnus. 
Die Beobachtung der WoLF-RAYETSterne ist seit Vervollkommnung der 
optischen Instrumente sehr wesentlich gefördert worden. Die ältesten Be 
obachtungen sind diejenigen von Vogel, der sie zum Teil an dem großen 
Wiener Refraktor angestellt hat. Es folgen dann die visuellen Messungen 
Campbells aus dem Jahre 1894 und neuerdings die weit genaueren photo 
graphischen Untersuchungen von E. Pickering, Wright und M. Wolf, die 
unsere Kenntnisse über diese Spektralklasse sehr wesentlich gefördert haben. 
Danach darf man wohl annehmen, daß die Spektra der O-Sterne sich we 
niger durch Verschiedenheiten der Linien selbst als durch merkliche Abwei 
chungen in der Wellenlänge identischer Emissionen unterscheiden. Die 
Wasserstoff- und £ Puppis(Helium-)serie ist stets vertreten. Neben schwä 
cheren Emissionen ragen daneben durch ihre Intensität noch Linien bei 
A 4690, 4060 sowie eine kräftige Absorption bei A 3868 hervor. Letztere 
fällt merkwürdigerweise fast genau mit der Wellenlänge der dritten hellen 
Nebuliumlinie (A 3869) in den Spektren der Gasnebel und der Neuen Sterne 
zusammen (Abb. 237). Daß auch sonst zwischen den Nebeln und den 
O-Sternen ein enger Zusammenhang besteht, hat Wright nachgewiesen; er 
hat festgestellt, daß die Kerne der meisten Planetarischen Nebel mit den 
WoLF-RAYETsternen eng verwandt sind. 
Das von den anderen Sternen so abweichende spektrale Verhalten der 
O-Sterne bedarf natürlich einer Erklärung. 
Stützt man sich allein auf das KmcHHOFFSche Gesetz, so hängt der Um 
stand, ob ein Stern helle oder dunkle Linien hat, nur davon ab, ob die 
oberhalb der Photosphäre befindlichen Gasschichten eine höhere oder nie 
drigere Temperatur als die Photosphäre besitzen. Dies zur Erklärung der 
hellen Linien bei den O-Sternen heranzuziehen, widerspricht aber unseren 
ganzen physikalischen Anschauungen, denn es setzt Körper voraus, bei denen