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Nebel (Unterscheidung von Sternhaufen).
Anzeigen der Auslösung darstellt, so kann
man doch nach Schlüssen, die auf Ana
logien gegründet sind, vermuten, daß in
Wirklichkeit kein Unterschied zwischen Ne
beln und Sternhaufen vorhanden sei.«
Die Folgezeit hat indessen gelehrt, daß
ein solcher Unterschied thatsächlich besteht,
und zwar ist es das Spektroskop, dieses
mächtige neue Hilfsmittel der Astrophysik,
welches uns diesen Unterschied geoffenbart
hat. Als HugginS 29. Aug. 1864 einen
sehr kleinen, aber verhältnismäßig glän
zenden N. im Sternbild des Drachen
(Nr. 4373 von Herschels »General cata-
logue«) mit dem Spektroskop untersuchte,
fand er zu seinem Erstaunen, daß das
Spektrum desselben nicht aus einem
leuchtenden Streifen, wie dasjenige der
Sonne oder eines Fixsterns, sondern aus
drei isolierten hellen Linien bestand. Ein
Spektrum dieser Art kann aber nach
unsrer Kenntnis dieser Verhältnisse nur
durch das von einer Materie in gasför
migem Zustand ausgestrahlte Licht hervor
gebracht werden. Das Licht dieses Nebel
flecks strömt also nicht von einer festen
oder flüssigen glühenden Materie aus, wie
das der Sonne und der Sterne, sondern
von einem leuchtenden Gas. Es erschien
nun von besondern: Interesse, zu prüfen,
ob auch diejenigen N., welche das Spek
troskop sicher in eine Anhäufung von
hellen Punkten aufgelöst hat, ein aus ein
zelnen Linien bestehendes Gasspektrum
zeigen würden. Während der Jahre 1865
und 1866 untersuchte daher Huggins mehr
als 60 Nebelflecke und Sternhaufen. Die
selben lassen sich in zwei große Gruppen
teilen. Die erste umfaßt alle N., welche
ein dem eben beschriebenen ähnliches Spek
trum geben, das aus drei getrennten hellen
Linien besteht, oder welche auch nur zwei
oder bloß eine dieser Linien zeigen; es sind
dies die sogen. Gasnebel. Von den 60
untersuchten Nebeln gehörten ungefähr
20 zu dieser Klasse, während das Licht der
übrigen 40 N. und Sternhaufen durch
das Prisma in ein Spektrum von kon
tinuierlichem Aussehen ausgedehnt wurde.
Die erwähnten drei Linien liegen im
blauen und grünen Teil des Spektrums
und haben (nach Vogel) 500,4, 495,8
und 486,i Milliontel mm Wellenlänge.
Die erste von ihnen fällt, wie schon Hug
gins bemerkt hat, mit der intensivsten
hellen Linie im Spektrum des durch einen
elektrischen Funken ins Glühen gebrachten
Stickstoffs zusammen, während die dritte
identisch ist mit einer grünen Linie des
Wasserstoffspektrums. Da bei andern Gas-
nebeln dieselben Linien auftreten, so ge
hören Stickstoff und Wasserstoff
zu den wesentlichen Bestandteilen
der Gasnebel. Vogel beobachtete außer
den erwähnten drei Linien auch noch einige
andre schwache Lichtlinien von 527, 518,
509 und 479 Milliontel mm Wellen
länge in dem erwähnten N. im Drachen.
Dieser N. hat einen weißen Kern, einem
Stern 11.—12. Größe gleichend, welcher
kein Linienspektrum, sondern ein schwa
ches kontinuierliches Spektrum gibt, das
sich vom Gelb bis zum Jndigblau er
streckt. Schon Huggins schloß daraus, daß
die Materie des Kerns sich nicht in gas
förmigem Zustand befindet, wie die des
umgebenden Nebels, sondern daß sie aus
undurchsichtigen Teilchen, festen oder tropf
barflüssigen,'in glühendem Zustand be
steht.
Die Beschaffenheit des Spektrums gibt
ein leichtes Mittel an die Hand, telesko-
pische Gasnebel rasch von schwachen Fix
sternen zu unterscheiden, mit denen sonst
manche von ihnen wegen ihrerLichtschwäche
leicht verwechselt werden. Professor Picke
ring vom Harvard College in Cambridge
in den Vereinigten Staaten bringt zu dem
Zweck zwischen das Objektiv und Okular
des Beobachtungsfernrohrs ein Prisma
an; der Lichtpunkt eines Fixsterns wird
dann zu einer farbigen Lichtlinie ausge
dehnt, ein Gasnebel dagegen gibt einen
oder mehrere helle Punkte. Auf diese Weise
können in rascher Folge Tausende von
Sternen durchmustert und die Gasnebel
erkannt werden.
Im ganzen sind die Gasnebel nicht häu
fig; vielmehr hat sich durch systematische
Beobachtungen herausgestellt, daß die
weitaus größte Zahl aller unter
suchten N. ein kontinuierliches
Spektrum zeigt. Sie bestehen also
wahrscheinlich aus Anhäufungen von
