MESSUNG DES INNERN GLANZES DER NEBELFLECKEN. 49 
neunten Grösse reo, und der kleinste der in dem Te- 
lescope von W. Hersehet sichtbaren Sterne tos von 
seiner ursprünglichen Helligkeit verliert (.Etudes d’Astro 
nomie stellaire). 
Die Grundlage der Betrachtung, welche Struve 
zu dieser Annahme führte, war die, dass die Entfer 
nungen der Sterne von unserem Systeme ihrem Glanze 
umgekehrt proportional seien. Seitdem man jedoch 
bemerkt, dass die Sterne, welche nach den Beobach 
tungen die grösste Parallaxe haben, 61 Cygni und 
a Centauri, weniger hell sind, als andere Sterne, 
welche keine Parallaxe verrathen, oder doch eine viel 
kleinere Parallaxe haben (ohne noch auf den als Aus 
nahme zu betrachtenden Fall, die grosse Ungleichheit 
des Glanzes bei einigen Binärsystemen, Rücksicht zu 
nehmen), ist jene Hypothese, welche den scheinbaren 
Glanz der Sterne nur von ihrer Entfernung abhängen 
lässt, in denjenigen Fällen, wo man sie mit den 
Beobachtungen verglichen hat, nicht zutreffend ge 
funden worden. 
In Wirklichkeit fehlt es uns an jeder Kenntniss 
über den Verlust, welchen das Licht der Nebelflecke 
bei seinem Durchgänge durch den Weltenraum und 
durch die Atmosphäre erleiden kann. 
Wir haben jedoch Gründe zu der Annahme, dass 
das Licht der gasartigen Nebel, bevor es zum Auge 
des Beobachters gelangt, einen geringeren Verlust er 
leidet, als das Licht von einem Sterne derselben Hel 
ligkeit und derselben Entfernung. Ein Nebelfleck die 
ser Classe sendet Licht von einem, zwei oder drei 
verschiedenen Graden von Brechbarkeit, welche nahe 
HüGGINS, SPECTR AL-ANALYSE. 4