Fixsternsystem 



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Whrend zur Bestimmung der Bewegung 

 Algoh ein Vergleichspektrum ntig ist, um 

 die Linienverschiebung nachzuweisen und 

 zu messen, verrt sich die Doppelsternnatur 

 eines aus zwei hellen Komponenten be- 

 stehenden spektroskopischen Doppelsternes 

 durch eine periodische Verdoppelung seiner 

 Spektrallinien, und nur, wenn auer der 

 Bestimmung der relativen Geschwindigkeit 

 beider Komponenten auch ihre Geschwindig- 

 keit gegen die Erde gefunden werden soll, 

 ist ebenfalls ein Vergleichspektrum ntig. 



Aufflligerweise gehren die Spektren 

 der Algolsterne, soweit sie bekannt sind, 

 alle der ersten Spektralklasse an. 



Wenn die Zwischenzeiten zwischen den 

 beiden Minima von ungleicher Lnge sind, 

 wie bei YCygni, so bietet sich die Annahme 

 dar, da die Krper sich in elliptischen 

 Bahnen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt 

 bewegen, oder was auf dasselbe hinauskommt, 

 da die relative Bewegung des einen gegen 

 den anderen eine Ellipse ist. Eine Aenderung 

 der Periode des Lichtwechsels lt sich dann 

 weiter durch eine Drehung der groen Achse 

 dieser Ellipse, wie sie durch die Strung 

 seitens eines dritten Krpers hervorgebracht 

 zu werden pflegt, ungezwungen erklren. 

 Bei YCygni vollendet nach Duner (em. 

 Direktor der Sternwarte zu Upsala) die 

 groe Achse der Ellipse eine volle Umdrehung 

 in 41 Jahren. 



Fllt die von der Erde nach dem Doppel- 

 stern gerichtete Visierlinie nicht nahezu 

 in die Ebene der Doppelsternbahn, so wird 

 selbst eine nur teilweise Bedeckung des einen 

 Sternes durch den anderen nicht eintreten, 

 wie das z. B. bei a Virginia (Spica) der Fall 

 ist, dessen Doppelsternnatur von Vogel 

 durch Beobachtung einer periodischen Ver- 

 schiebung der Spektrallinien entdeckt wurde. 



Bei Aurigae sind es zwei Komponenten 

 von gleicher Helligkeit, welche um ihren 

 gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, ohne 

 da jedoch fr uns einer 

 vor den anderen tritt 

 und dadurch Helligkeits- 

 schwankungen hervor- 

 ruft. 



Von den in Figur 7 

 wiedergegebenen, auf 

 dem Potsdamer Astro- 

 physikalisehen Obser- 

 vatorium aufgenomme- 

 nen Spektren von 

 Aurigae entspricht das 

 obere der Zeit, wo beide 

 Sterne sich senkrecht 

 zum Visionsradius be- 

 wegen, whrend das 

 untere, die Spektral- 

 linien verdoppelt zeigen- 



| de Spektrum offenbar zu einer Zeit aufge- 

 j nommen wurde, wo die Bewegung im Vi- 

 sionsradius erfolgte und fr beide Kompo- 

 | nenten verschieden gerichtet war. Die zwei 

 ! besonders krftigen Linien sind die Calcium- 

 linien H und K. 



Auch den in die Richtung der Gesichts- 

 linie fallenden Teil der Bewegung des Schwer- 

 punktes eines spektroskopischen Doppel- 

 sternes kann man aus den Messungen der 

 Linienvei Schiebungen ableiten. Bei Persei 

 (Algol) und aUrsae minori? (Polarstern), 

 welch letzterer ebenfalls ein spektro- 

 skopischer Doppelstern ist, findet eine perio- 

 dische Radialbewegung des Schwerpunktes 

 in 1,9 bezw. 12 Jahren statt, was auf einen 

 dritten Krper hinweist, um welchen der 

 spektroskopische Doppelstern herumluft. 

 Ferner haben sich auch die dem Cephci- 

 und dem 'Q Gemmorum-Ty^us angehrenden 

 Vernderlichen, so weit eine spektroskopische 

 Untersuchung mglich war, als Doppelsterne 

 erwiesen, deren Umlaufszeit gleich der Periode 

 j des Lichtwechsels ist. Da aber immer nur 

 I das Spektrum eines Sternes zu erkennen ist, 

 so mu der andere der beiden Sterne min- 

 destens sehr schwach sein. Das Helligkeits- 

 maximum fllt - - anders wie bei den Algol - 

 und Lyrae-Sternen mit der Zeit der 

 grten auf uns zu gerichteten Geschwindig- 

 keit zusammen, das Helligkeitsminimum mit 

 der Zeit der grten von uns fort gerichteten 

 Geschwindigkeit. Wie nun aber der Licht- 

 wechsel zustande kommt, ist eine noch nicht 

 befriedigend gelste Frage. 



Hchst auffllig ist die neuerdings bei 

 11 spektroskopischen Doppelsternen ge- 

 fundene Tatsache, da bei ihnen die Calcium- 

 , linien H und K eine konstante, die brigen 

 Linien aber eine vernderliche Geschwindig- 

 i keit ergeben. Ob jene konstante Geschwindig- 

 ! keit gleich der des Systems ist, ist nicht sicher. 

 Hart mann, welcher 1902 als erster auf 

 dem Potsdamer Observatorium bei dem 



Fis 



Linienverdoppclung im Spektrum von Aurigae. 



