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gleichungen des Sternspectrums mit dem Benzinspectrum 
angestellt und es zeigte sich deutlich ein Zusammen 
fallen der Zonen, wenn man die Umkehrung des Spectrums 
berücksichtigte. Die Vergleichung war übrigens mit 
grossen Schwierigkeiten verbunden, da das Spectrum 
des Sterns eine Beleuchtung schlecht verträgt und sich 
das Benzinspectrum durch einen geringen Temperatur 
wechsel oder durch Bewegung der Luft sich in ein 
Linienspectrum verwandelt. An den Grenzen der hellen 
Tlieile des Sternspectrums finden sich lebhaftere Linien, 
die sich indessen bei einer Beobachtung mit dem 
Objectivprisma nicht als wahre Metalllinien, sondern 
nur als hellere verwaschene Zonen erwiesen.* 
Fig. 28. 
Im Stern des dritten Typus, namentlich in a des 
Hercules fällt die dunkle Linie im Grün nicht genau 
mit der Magnesiumlinie zusammen, sondern liegt etwas 
mehr gegen Roth (Fig. 28), doch ist die Entfernung 
nicht grösser, als die Entfernung der Kohlenstofflinie 
von der Magnesiumlinie. Die Linie D dagegen ist an 
* Huggijis hat sich mit diesem Stern beschäftigt und setzt 
ein sehr entwickeltes Roth mit vielen schwarzen Linien an 
die Stelle, wo ich nur verwaschene Streifen bemerkte. Ich 
habe diese Beobachtung nicht bestätigen können. Der all 
gemeine Charakter des Huggins’schen Spectrums stimmt 
übrigens mit dem meinigen überein. Die Unterschiede können, 
wie in andern Fällen, durch eine Veränderlichkeit des Sterns, 
zum Theil auch durch die Instrumente verursacht sein. Die 
Spectroskope zum Directselien, deren ich mich bediene, zer 
streuen das Roth weniger stark, als die ablenkenden Prismen, 
deren sich Huggins bedient.