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Fixsternsystem. 



schwach vernderlichen Stern dOrionis jene 

 Eigentmlichkeit der Calcinmlinien nachwies, 

 meinte, da die letzteren nicht dem Spektrum '' 

 des Sternes, sondern eines zwischen uns und | 

 dem Stern liegenden Nebels von Calcium- 

 dampf angehrten. Zehn von den elf Sternen 

 sind Helinmsterne, der elfte, & Virginis, 

 zur Klasse Ia gehrig, hat ein hnliches 

 Spektrum. 



Die Sterne vom Mira- Typus zeigen ein 

 sehr charakteristisches, aus Absorptions- 

 banden und hellen, nach dem Violett etwas 

 verschobenen Linien bestehendes Spektrum. 

 Eine vernderliche Geschwindigkeit in Rich- 

 tung der Gesichtslinie lt sich jedoch nicht 

 erkennen, so da die Sterne dieses Typus 

 als einfache angesehen werden mssen. 

 Was die Ursache des Lichtwechsels anlangt, 

 so knnte man an dunkle, auf der Oberflche 

 der Sterne auftretende Flecken denken, 

 wie wir sie auf der Sonne als Sonnenflecken 

 zu sehen gewohnt sind. Wrden die Sonnen- 

 flecken, deren Auftreten bekanntlich an eine 

 Periode von 11 Jahren gebunden ist, einen 

 betrchtlicheren Teil der Sonnenoberflche 

 einnehmen, so wrde unsere Sonne jedenfalls 

 als ein vernderlicher Stern erscheinen, 

 dessen Helligkeitsminimum in die Zeit der 

 grten Fleckenhufigkeit fiele. 



Die Beobachtung der vernderlichen Sterne 

 geschieht gewhnlich mittels der Ar gel and er- 

 sehen Stufenschtzungsmethode, nm- 

 lich durch Schtzung des Helligkeitsunter- 

 schiedes des Vernderlichen gegen benach- 

 barte Sterne von nur wenig verschiedener 

 Helligkeit in Stufen von etwa x 10 Gren- 

 klasse. Zur Ableitung der Periode des Licht- 

 wechsels ist es wenigstens bei den Vernder- 

 lichen von kurzer Periode ntig, die Ver- 

 schiedenheit der Zeiten zu beseitigen, welche 

 der Lichtstrahl vom Stern zur Erde braucht, 

 wenn diese einmal auf der einen, nach ihm 

 hin liegenden, das andere Mal auf der anderen 

 Seite von der Sonne steht, Man pflegt zu 

 diesem Zweck die Beobachtungen auf den 

 Sonnenmittelpunkt zu reduzieren, d. h. die 

 Beobachtungszeiten so anzugeben, als ob 

 die Beobachtungen vom Mittelpunkt der 

 Sonne aus stattgefunden htten. 



4e) Neue Sterne. An die vernder- 

 lichen Sterne schlieen sich engstens an die 

 sogenannten neuen Sterne, die pltzlich 

 an Stellen des Himmels auftauchen, wo 

 frher nachweislich kein Stern zu sehen war. 

 Natrlich ist der Stern nicht urpltzlich dahin 

 versetzt worden, sondern nur durch eine 

 ber ihn hereingebrochene Katastrophe zum 

 Aufleuchten gekommen. Sehen wir von lte- 

 ren, namentlich bezglich des Sternortes un- 

 sicheren Nachrichten ab, so verbleiben 19 

 seit 1572 entdeckte neue Sterne brig, welche 

 Zahl sich jedoch knftig etwas rascher ver- 



grern drfte, nachdem in den Jahren 

 1893 bis 1899 von Mrs. Fleming auf der 

 Harvard- Sternwarte in Cambridge, Mass., 

 durch Vergleichung photographischer Auf- 

 nahmen nicht weniger als fnf neue Sterne 

 entdeckt worden sind. Bisweilen kann man 

 zweifelhaft sein, ob man es nur mit einem 

 sehr unregelmig Vernderlichen oder mit 

 einem neuen Stern zu tun hat. 



Manche in frherer und auch in neuerer 

 Zeit aufgetauchte neue Sterne gehren den 

 wunderbarsten Himmelserscheinungen an, 

 so die Nova Cassiopeiae von 1572, welche 

 Tycho Brahes (1546 bis 1601, besonders 

 auf der von ihm gegrndeten Sternwarte 

 Uranienburg auf Hven, zuletzt in Prag ttig) 

 Interesse fr die Astronomie erweckte, den 

 Sirius an Helligkeit bertraf, von 1574 

 an aber nicht mehr zu sehen war. Anfangs 

 von weier Farbe wurde sie dann gelblich, 

 spter rot und zuletzt wieder wei. 



Der im Jahr 1600 entdeckte neue Stern 

 P Cygni wurde von Kepler (1571 bis 1630) 

 1602 als Stern 3. Gre gesehen und erreichte, 

 nachdem er 1621 verschwunden war, jene 

 Gre 1655 wieder. Ein zweites Verschwinden 

 fand 1660, ein weiteres Aufleuchten, jedoch 

 nicht in dem Mae wie frher, 1665 statt, 

 und seit 1677 bis auf den heutigen Tag ist 

 er unverndert von 5. Gre, whrend sonst 

 die neuen Sterne bald wieder unsichtbar zu 

 werden pflegen. 



Die Nova Andromedae, welche im Jahre 1885 

 im Andromeda- Nebel als Stern 7. Gre 

 aufleuchtete und nach wenigen Monaten 

 wieder verschwand, war jedenfalls kein sich 

 nur auf jenen Nebel projizierender Stern, 

 vielmehr scheint gerade zwischen neuen 

 Sternen und Nebelmassen ein enger Zu- 

 sammenhang zu bestehen, worauf auch die 

 Nova Aurigae vom, Jahre 1892 und die 

 Nova Persei vom Jahre 1901 hinweisen. 

 Der erstere, am 23. Januar 1892 von Ander- 

 son (Geistlicher in Edinburgh) entdeckte 

 Stern hatte bereits, wie photographische 

 Aufnahmen jener Gegend aus frheren 

 Monaten zeigen, sein Maximum berschritten. 

 Denn whrend er am 2. November 1891 

 jedenfalls schwcher als 11. und am 1. De- 

 zember schwcher als 6. Gre war, da Sterne 

 von diesen Helligkeiten sich auf den damals 

 zufllig aufgenommenen Platten befinden, so 

 war er am 10. Dezember von 5,4. und am 

 18. Dezember von 4,4. Gre. Nach seiner 

 Entdeckung am 23. Januar 1892, wo er nur 

 noch 5,2. Gre war, nahm er weiter ab und 

 war am 26. April auch mit den strksten 

 Fernrohren nicht mehr zu sehen, bis er am 

 17. August 1892 als Stern 10. bis 11. Gre 

 wieder auftauchte und zwar von einem Nebel 

 umgeben. Spter verschwand er wieder. 



Die Nova Persei, welche seit Tvchos 



