selbe Gas macht nach den mühsamen Untersuchungen des Pater Secchi den Hauptbestandtheil einer zahlreichen Klasse von Sternen aus, von denen a Lyrae (Vega) der Typus ist. Das Lenarto-Eisen stammt ohne Zweifel aus einer ähnlichen Atmosphäre, in welcher Wasserstoff der Hauptbestandtheil war. Wir können demnach annehmen, dafs dieser Meteorit uns in seinen Poren den Wasserstoff eines Fixsternes überbracht habe. Die Atmosphäre unserer Sonne ist von einer ganz anderen Beschaffenheit.

Die Erfahrung hat gelehrt, dafs es unter dem Drucke unserer Atmosphäre schwierig ist, das Schmiedeeisen mehr als sein Volum an Wasserstoff absorbiren zu lassen; wogegen das Meteoreisen das Dreifache dieser Menge entläfst, ohne ganz erschöpft zu seyn. Daraus kann man folgern, dafs dieser Meteorit aus einer dichten WasserstoffAtmosphäre ausgetrieben worden ist, und um eine solche zu finden, müssen wir über die so zarte Kometen-Materie hinausgehen, welche innerhalb der Gränzen unseres Sonnensystems verbreitet ist.

XII. Ueber die Richtung der Schwingungen im polarisirten Licht; von Hrn. Mascart. (Compt. rend. T. LXIII, p. 1005.)

Hr. Stokes hat zuerst die Idee gehabt'), das Phänomen

der Diffraction in Gittern zur Entscheidung der wichtigen Frage über die Richtung der Schwingungen im polarisirten Licht zu benutzen. Er bemerkte, dafs, wenn die Polarisationsebene des einfallenden Lichtes schief gegen die Striche des Gitters steht, das gebeugte Licht in einer anderen Ebene polarisirt ist. Er berechnete, wie die Drehung der Polarisationsebene des gebeugten Lichtes seyn müfste, wenn die Schwingungen parallel oder winkelrecht zur Po1) Transact. of the phil. Soc. of Cambridge, T. IX.

larisationsebene wären, und glaubte aus seinen Versuchen schliefsen zu dürfen, dafs Fresnel's Ansicht richtig sey, d. h. die Schwingungen winkelrecht gegen die Polarisationsebene geschehen. Hr. Holtzmann hat die mit Diamant auf Glas gezogenen Gitter durch eins auf Kienrufs ersetzt, und durch seinen Versuch ein der Fresnel'schen Hypothese widersprechendes Resultat erhalten 1). Endlich hat Hr. Eisenlohr die Frage unter einem andern Gesichtspunkt aufgefafst und dabei den bis dahin vernachlässigten Einfluss der longitudinalen Schwingungen in Rechnung gezogen2).

Da ich Glasgitter von seltener Vollkommenheit in Händen hatte, so versuchte ich diese Experimente zu wiederholen, dabei vergleichend die Intensitäten des Lichts, welches von zwei einfallenden Bündeln, einem parallel und einem winkelrecht zu den Strichen des Netzes polarisirten, in gleichem Abstand gebeugt worden war. Diese beiden Bündel erhielt ich rechtwinkelig unter sich polarisirt, indem ich vor die Spalte eines Collimators entweder zwei mit ihren Axen sich kreuzende Stücke eines selben Turmalins stellte oder besser einen Kalkspath, dessen beide gebrochenen Strahlen, der ordentliche und der aufserordentliche, beim Austritt aus dem Krystall getrennt wurden. Das Gitter war gegen die Bahn des einfallenden Lichtes winkelrecht gestellt und seine Striche befanden sich auf der Hinterfläche des Glases.

Beobachtet man mit einem astronomischen Fernrohr, so erblickt man im Gesichtsfelde zwei übereinander gelagerte Spectra, welche von den beiden Hälften des einfallenden Bündels herrühren. So lange die Ablenkung schwach ist, sind die Intensitäten nahezu gleich; allein von 30° an wird

1) Pogg. Ann. Bd. XCIX. 2) Pogg. Ann. Bd. CIV.

Man sehe die Analyse dieser Arbeiten von Hrn. Verdet in d. Ann. de chim. et de phys. Sér. III, T. LV, p. 501. - [Die späteren Versuche von Quincke (Ann. Bd. 118, S. 445), welche sich gegen die Fresnel'sche Ansicht aussprechen, scheinen Hrn. Mascart nicht bekannt zu seyn.

P.]

der Unterschied recht merklich und regelmässig zunehmend; die schwächsten Spectra rühren von dem Bündel her, welcher parallel den Strichen des Gitters polarisirt ist. Dieselbe Probe, an den durch Reflexion gebeugten Spectren wiederholt und zwar so, dafs die Striche an der Vorderseite des Glases waren, gab das nämliche Resultat.

Angenommen, die Refraction geschehe vor der Diffraction, mufs nach der Erklärung des Hrn. Stokes das Verhältnifs der Amplituden der beiden gebeugten Strahlen gleich seyn dem Cosinus der Ablenkung. Um dies Verhältnifs zu bestimmen, braucht man nur die beiden Bündel mit einem Nicol aufzufangen, welches so gestellt ist, dass beide Bilder gleich werden. Folgendes sind die Resultate einer Reihe von Messungen, gemacht mit Drummond'schem Licht, und das Gitter gestellt wie beim ersten Versuche.

Die Uebereinstimmung ist nicht sonderlich grofs, allein erwägt man die Schwierigkeiten der Intensitätsmessungen, die geringe Helligkeit der angewandten Lichtquelle und die Schwächung des bei grofser Winkeldistanz gebeugten Lichtes, so mufs man zugeben, dafs die Unterschiede von der Ordnung der Beobachtungsfehler sind. Jedenfalls scheint die schnellere Schwächung des den Strichen parallel polarisirten Bündels den Versuchen von Holtzmann zu widersprechen und die Ideen des Herrn Stokes zu bestätigen.

Uebrigens ist die Erklärung der Diffraction in Gittern eine verwickelte, theoretisch durch die longitudinalen Schwin

gungen, deren Einfluss man nicht recht kennt, und practisch wegen der durch Interferenz entstehenden PolarisationsErscheinungen, welche, wie Hr. Fizeau gezeigt hat1), von den gefurchten Platten erzeugt werden.

XIII. Neue Beobachtungen über die Spectra der Fixsterne; vom Pater Secchi in Rom. (Compt. rend. T. LXIV, p. 775.)

Durch frühere Beobachtungen habe ich gezeigt, dass die

Spectra der Fixsterne sich auf drei charakteristische Typen zurückführen lassen, repräsentirt 1) durch a Lyrae (Vega), 2) durch a Herculis und 3) durch a Bootae (Arcturus) oder durch unsere Sonne selbst. Zwischen dem ersten und letzten Typus vertheilen sich in beinahe gleicher Anzahl fast alle bisher untersuchten Sterne.

Diese Resultate verdienten durch umfassendere und zahlreichere Beobachtungen bestätigt zu werden und das habe ich gethan. Die Untersuchung von ungefähr 500 Sternen, den grössten am Himmel, ist so eben auf der Sternwarte des Collegio romano beendet, mit einer ausführlichen Beschreibung von mehr als 400 derselben. Die Resultate sind identisch mit den früher an einer kleineren Anzahl gefundenen.

Die Eigenthümlichkeiten dieser Vergleiche sind im Detail nicht minder interessant. Der erste Typus, a Lyrae, enthält als Fundamentallinien zwei sehr sichtbare Wasserstofflinien, nämlich die im Blau, welche mit der Sonnenlinie fübereinstimmt, und eine im Violett, an einer Stelle,

1) Compt. rend. T. LII, p. 267 et 1221 (Ann. Bd. 116, S. 478 u. 562). [Theoretisch ist das Problem neuerdings auch von Hrn. Briot (Compt. rend. LXIII, p. 1112), Hrn. Gilbert (lb. T. LXIV, 161), Hrn. Cornu (Ib. ib. p. 893) und Hrn. Potier (Ib. ib. p. 960) behandelt worden. Letzterer meint, die Holtzmann'schen Versuche sprächen für Fresnel.]

welche, soweit ich aus einer Untersuchung des von Hrn. Plücker gegebenen Wasserstoffspectrums schliefsen kann, mit der Linie Hy zusammenfällt. Die Linie Ha oder C ist selten sichtbar, denn das Roth ist in diesem Typus entweder gar nicht da oder wenigstens sehr schwach.

Die von Hrn. Plücker angegebene Eigenthümlichkeit, dafs die Wasserstofflinien Hß und Hy bei höherer Temperatur breiter werden, wird in diesen Sternen durch die Thatsache dargethan, dafs jene beiden Linien bisweilen sehr breit sind, und dafs die im Violett immer eine gröfsere Dimension hat als die im Grünblau. Bei einigen Sternen sind diese Linien etwas diffuse, wie es Hr. Plücker an den Wasserstofflinien bei beträchtlichen Temperaturen und Tensionen gefunden hat.

Es scheint also nach diesen Details, dafs der Wasserstoff der Hauptbestandtheil der Sterne dieser Gruppe ist. Die sonderbare Erscheinung bei y Cassiopejae, wo statt der dunklen Linie f eine helle ist, liefse sich sogar durch die Thatsache erklären, dafs der Wasserstoff bei niederen Temperaturen ein continuirliches Spectrum giebt, in welchem die Linie f hell ist, und dafs der Wasserstoff, wenn er in geringer Menge da ist, das Spectrum nicht umkehrt. Ohne Zweifel giebt es noch andere Linien zwischen denen des Wasserstoffs, allein sie sind relativ sehr schwach; vorwaltend sind die des Magnesiums und des Natriums.

Der zweite Typus, der von a Herculis, ist viel weniger zahlreich, aber auch merkwürdig constant. Die directen Messungen geben, genau an derselben Stelle, dieselben Linien bei allen Sternen dieses Typus. Der einzige Unterschied besteht darin, dafs bei den normalen Sternen a Herculis, B Pegasi, o Ceti, o Persei, etc die Linien, welche die Säulen trennen, vollkommen schwarz und scharf sind, während sie bei einigen wie a Orionis, a Scorpionis etc. ziemlich schwach im weniger brechbaren Theil des Spectrums auftreten. Diese Eigenthümlichkeit könnte an eine wesentliche Verschiedenheit glauben lassen, welche indefs in Wirklichkeit nicht existirt.