Fixsternsystem 



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zu besprechenden Vernderlichen ge- 

 hrt. 



Eine Farbennderung, wie sie nach den 

 heutigen Ansichten von der physikalischen 

 Entwickelung der Sterne im Laufe groer 

 Zeitrume eintreten mu, ist bisher noch nicht 

 beobachtet worden. Die vermutete Farben- 

 nderung des Sirius, der jetzt wei ist und 

 frher rtlich gewesen sein soll, ist nach 

 Schiaparelli (1835 bis 1910, Direktor der 

 Sternwarte zu Mailand) auf falsche Inter- 

 pretation einiger Stellen von Schriftstellern 

 des Altertums zurckzufhren. Ein periodi- 

 scher Farbenwechsel wird von a Ursae 

 majoris behauptet, doch bedarf er wohl noch 

 der Besttigung. Dagegen ist bei den neuen 

 Sternen der Farbenwechsel eine fast regel- 

 mige Begleiterscheinung (s. 4e). 



4c) Temperatur der Sterne. Auf die 

 Verschiedenheit der Temperaturen der Sterne 

 deutet schon die Verschiedenheit der Farben. 

 Die Erfahrungen des tglichen Lebens sagen 

 uns schon, da wir den weien Sternen die 

 hchste Temperatur zuzuschreiben haben, 

 eine geringere den gelben und noch eine 

 niedrigere den roten. Wissenschaftlich ist 

 diese Annahme begrndet durch das Wien- 

 sche Verschiebungsgesetz, welches be- 

 sagt, da fr den sogenannten schwarzen 

 Krper das Produkt aus der absoluten 

 Temperatur und der Wellenlnge des Intensi- 

 ttsmaximums im Emissionsspektrum eine 

 Konstante ist. Nun sind die Fixsterne 

 allerdings keine schwarzen Krper", Krper 

 nmlich, welche alle auf sie fallenden Strahlen 

 zu absorbieren imstande sind, dabei aber, 

 wie zur Vermeidung eines Miverstndnisses 

 hinzugefgt sei, nichts weniger als von dunkler 

 Farbe zu sein brauchen; immerhin drften 

 sie sich hinsichtlich ihres Absorptions- und 

 Emissionsvermgens nicht so weit vom 

 schwarzen Krper entfernen, da das Wien- 

 sche Verschiebungsgesetz nicht wenigstens 

 in den grbsten Zgen auf sie angewandt 

 werden knnte. 



Durch Messung der Strahlungsintensitt 

 der verschiedenen Wellenlngen in den 

 Spektren von ber hundert Fixsternen und An- 

 wendung des eine Beziehung zwischen Strah- 

 lungsintensitt, Temperatur und Wellenlnge 

 gebenden P 1 an c k s c h e n S t r a hl u ngs- 

 gesetzes haben Wilsing und Scheiner 

 auf dem Astrophysikalischen Observatorium 

 zu Potsdam die Temperatur dieser Sterne 

 bestimmt unter der Annahme, da sie sich 

 wie schwarze Krper verhielten. Im Mittel 

 ergaben sich fr die Sterne der drei Vo gel- 

 schen Spektralklassen die Temperaturen 

 9500, 5500 und 3200 Grad. Fr einige jener 

 Sterne, nmlich a Andromedae, Aquilac 

 und y\ Pegasi sind auch auf der Wiener 

 Sternwarte von Hnatek die Temperaturen 



bestimmt worden, wobei sich eine befriedigende 

 Uebereinstimmung ergab. Es waren die 

 in Potsdam gefundenen Temperaturen der 

 drei Sterne 8000, 6400 und 4200 Grad und 

 die in Wien gefundenen Temperaturen 8490, 

 6150 und 4000 Grad. Fr die Temperatur 

 der Sonne nehmen die Physiker als besten 

 Wert jetzt 5600 Grad an. - 



4d) Vernderliche Sterne. Bei vielen 

 Fixsternen hat man periodische Helligkeits- 

 nderungen wahrgenommen. Als erster von 

 diesen, deren jetzt ber 1000 bekannt sind, 

 wurde o Ceti im Jahr 1596 vom friesischen 

 Pfarrer David Fabricius entdeckt. Der 

 bisher von ihm nicht wahrgenommene Stern 

 leuchtete damals als Stern 2. Gre auf, 

 wurde im nchsten Jahr aber nicht mehr 

 gesehen. Erst spter fand man, da die 

 Mira Ceti, wie der Stern auch genannt wurde, 

 in einer Periode von durchschnittlich 332 

 Tagen in sehr unregelmiger Weise ihre 

 Helligkeit ndert, indem sie von der 8. oder 

 9. Gre, ihrer Minimalhelligkeit, einmal 

 bis zur 2., ein andermal aber nur bis zur 

 4. oder 5. Gre emporsteigt. 



In schroffem Gegensatz zu dem erst- 

 entdeckten steht durch die Krze seiner 

 Periode und die Regelmigkeit seines Licht- 

 wechsels der an zweiter Stelle entdeckte 

 Vernderliche Persei oder Algol. Mon- 

 tanari (1633 bis 1687, Professor der Astro- 

 nomie in Bologna und Padua) stellte im 

 Jahr 1667 seine Vernderlichkeit fest, seine 

 Periode und den Verlauf der Helligkeits- 

 nderung erkannte erst 1782 Goodricke 

 (1765 [ ?] bis 1786, in York, England). 2 Tage 

 12 Stunden leuchtet Algol als Stern 2,3. Gre, 

 sinkt dann in 4' 2 Stunden zur 3,5. Gre 

 herab und steigt in weiteren 4 1 : > Stunden 

 wieder auf seine Maximalhelligkeit. Aus der 

 Verbindung von zeitlich weit auseinander 

 liegenden Beobachtungen lt sich die Periode 

 des Lichtwechsels Algols bis auf Bruchteile 

 der Sekunde sicher bestimmen. Sie betrgt 

 2 d 20 h 48 m 51 s ,l, hat sich aber im Laufe der 

 Jahrzehnte bisweilen um einige Sekunden 

 bald verkrzt, bald verlngert und betrug 

 z. B. zu Goodrickes Zeiten bis 1832 

 2d 20 h 48 58s ? 5. 



In der letzten Zeit sind, besonders mit 

 Hilfe der Photographie, in manchen Jahren 

 ber hundert Vernderliche entdeckt worden, 

 so da die von Argelan der vorgeschlagene 

 Bezeichnungsweise, wonach die Vernder- 

 lichen, wenn sie nicht bereits von Bayer 

 oder Flamsteed mit Buchstaben oder Zahlen 

 versehen sind, die letzten Buchstaben des 

 Alphabets von R an unter Hinzufgung des 

 Namens des Sternbildes erhalten sollen, 

 lngst nicht mehr gengt, weshalb man zu 

 der Kombination zweier Buchstaben wie 

 RR, RS usw. bergegangen ist. Besonders 



