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daneben noch untergeordnet He, Na, Mg, Ca, Fe. Die 
Wasserstofflinien sind sehr breit, was nach spektro 
skopischen Erfahrungen darauf hindeutet, dafs die 
Dicke der Wasserstoffatmosphäre eine sehr mächtige 
sein mufs. Einige der weifsen Sterne, z. B. y-Cassio- 
pecae, geben eigentümlicherweise das helle Wasser 
stoffspektrum, so dafs es den Anschein hat, als strahle 
deren Atmosphäre mehr als der Kern dieser Sterne. 
Das Licht der weifsen Sterne, welches starke blaue 
und violette Strahlen enthält, läfst natürlich auf eine 
höhere Temperatur als die der Sonne schliefsen, und 
damit steht die Einfachheit der Absorptionslinien 
auch im Einklang. Denn auch die Sonne würde fast 
blofs die Wasserstofflinien liefern, wenn die umkehrende 
Schicht ihrer Atmosphäre heifser wäre. Absorption 
würde dann nämlich erst in den höheren Schichten 
der ('hromosphäre eintreten, welche, wie wir erwähnten, 
hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht. 
Den gegenteiligen Anblick bietet das Spektrum 
der roten Sterne. Ihre Metallabsorptionslinien sind 
noch zahlreicher und kräftiger als im Sonnenspektrum. 
Sie sehen ähnlich aus wie die der Sonnenflecken. 
Aufserdem bemerkt man bei einigen der roten Sterne, 
z. B. bei ß-Herculis, ein ausgesprochenes Bandenspek 
trum, wie solche für chemische Verbindungen charak 
teristisch sind. Unter einem Bandenspektrum versteht 
man Spektren von feinen Linien, die gruppenweise 
dicht zusammentehen, so dafs die Gruppen bei