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Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 43. 



auf eine Doppelsternnatur hindeuten; aber erst den 

 nachstehend mitzutheilenden Untersuchungen des 

 Herrn Belopolsky in Pulkowo ist es gelungen, für 

 den Veränderlichen kurzer Periode ß Lyrae Resultate 

 herbeizuführen, wie sie die Potsdamer Astronomen 

 für Algol gefunden hatten. 



Die spectrographischen Beobachtungen dieses ver- 

 änderlichen Sternes begannen am 24. August und 

 dauerten bis zum 26. November , während welcher 

 Zeit 25 Spectrogramme erhalten worden siud. Die 

 zehn zwischen 24. August und 23. September ge- 

 wonnenen dienten zur allgemeinen Beschreibung des 

 Spectrums, während die ijbrigen (mit Ausnahme von 

 zwei) genaue Messungen der Linien -Positionen ge- 

 statteten. Als Vergleichslinien dienten die von künst- 

 lichen Lichtquellen erhaltenen Spectrallinieu des H, 

 Na und Fe; die Positionen wurden auf Linien des 

 Sonnenspectrums bezogen. 



Das Spectrum des veränderlichen Sternes ß Lyrae 

 gehört bekanntlich zum Typus Ic nach Vogel, d. h. 

 es enthält wenig breite, unscharfe, dunkle und helle 

 Linien. Die bemerkeuswerthesten derselben sind 

 D, , 501,4 fift, 492 u^, F, 471 fifi, 448 [ifi und 

 447ft t u. Sie sind alle entweder dunkel und breit, 

 oder hell, oder dunkel mit hellen Rändern. Aber ! 

 während die duuklen Linien mehr oder weniger ihre 

 Positionen behalten, schwanken die hellen Linien hin 

 und her und verschwinden zeitweise ganz. Die 

 Linie D A erscheint bald sehr hell und doppelt, bald 

 verschwindet sie gänzlich. Die Linie F besteht fast 

 immer aus zwei bellen Linien, von denen die eine ver- 

 schwindet oder schmal wird, und welche eine duukle 

 Linie zwischen sich haben; zeitweise erscheint noch 

 eine zweite dunkle Linie in der Nähe. Die Linie 

 501,4, dunkel mit hellen Rändern, zeigt ähnliche 

 Aenderungen wie F. Ausser den eben erwähnten, 

 enthält das Spectrum noch eine beträchtliche Menge 

 dunkler, sehr schmaler, kaum sichtbarer Linien, be- 

 sonders in dem Zwischenräume H ß bis H y. Der Theil 

 des Spectrums zwischen Hß und D ist fast immer zu 

 stark exponirt. 



Um den Zusammenhang zwischen den Aende- 

 rungen im Aussehen des Spectrums und dem Licht- 

 wechsel des Sternes ermitteln zu können, werden die 

 Aenderungen der Ilauptlinien des Spectrums einzeln 

 discutirt. Die bezüglichen Epochen des Lichtwechsels 

 bei unserem Sterne waren Minima: August 30, 21h; 

 September 12, 19h; 25, 17h; October 8, 15h; 21, 13h. 

 Die Maxiraa fielen auf September 3, 2h; 16, Oh; 

 28,22h; October 11, 20h; 24, 18 h; November 19, 14h. 

 Secundäre Minima fieleu auf September 6, 6 h; October 

 2, 2 h; 15, h; 27, 22 h; November 9, 20 h. 



Was nun zunächst die helle F- Linie betrifft, so 

 giebt die Untersuchung ihrer Aenderungen die An- 

 nahme an die Hand, dass ihre Duplicität von einer 

 (oder zweien) dunklen Linie, welche auf einer 

 breiten, hellen Linie liegt, herrührt, somit der Aus- 

 druck eines doppelten Spectrums ist. Wenn die 

 beiden Spectra ihre relative Lage zu einander ändern, 

 so kann es kommen , dass die dunkle Linie einmal 



auf den Rand der breiten, hellen fällt, die dann ein- 

 fach erscheint, während sie sonst die helle stets in 

 awei Linien theilen wird, welche verschiedene Breite 

 haben. Die genaue Untersuchung der Spectrogramme 

 von Pulkowo ergiebt , dass die Linie F in der That 

 dieses Aussehen darbietet, und dass ihre Aenderungen 

 periodisch sind mit einer Epoche von fast 13 Tagen 

 (die Helligkeit ändert sich in dem Intervall von 

 12,9 Tagen). 



Zur Zeit des Hauptminimums, October 21, 13 h 

 (m. Z. v. Pulkowo), ist, wie das entsprechende Spectro- 

 gramm vom 22. October 7 h zeigt, die helle Linie 

 einfach, daneben sieht man zwei dunkle Linien, von 

 denen die eine auf dem Rande der hellen, die andere 

 ganz isolirt liegt. Zur Zeit des darauf folgenden 

 Maximums wird die helle Linie doppelt, aber die eine 

 der C'omponenten, die nach Violett hin gelegene, ist 

 sehr schmal. Während des secundären Minimums 

 wird sie doppelt und symmetrisch ; im darauf folgen- 

 den Maximum ändert sich das Spectrum wenig, nur 

 scheint die nach Roth gelegene Componente etwas 

 schmaler als die andere; nach diesem Maximum zeigt 

 sich am äusseren Rande der Componente nach dem 

 Roth eine dunkle Linie. 



Unter der Annahme nun , dass die beiden hellen 

 Linien nur die Theile einer einzigen breiten Linie 

 sind und zum Spectrum eines Körpers gehören, 

 wurde die Geschwindigkeit der Bewegung dieses 

 Körpers berechnet, indem man die Differenzen der 

 Wellenlängen zwischen der künstlichen Linie und 

 der hellen Linie des Sternes maass. Man erhielt sodann 

 für die Geschwindigkeit des Sternes relativ zur Sonne: 



Oct. 



Nov. 



Entfernen.) Weiter berechnet sich unter der Annahme 

 einer kreisförmigen Bahn die mittlere Geschwindig- 

 keit dieses Sternes zu rund 12 geogr. Meilen. 



Mau kann nun die Ansicht aufstellen, dass das 

 Helligkeitsminimum daher rührt, dass der Körper, 

 dessen Spectrum durch die helle F-Linie charakterisirt 

 ist , vor einem anderen Sterne vorbei geht und so 

 eine theilweise Verfinsterung desselben hervorruft. 

 Dieser Schluss wird durch die Thatsache gestützt, 

 dass das continuirliche Spectrum um die Zeit des 

 Hauptminimums schwächer wird , während die helle 

 Linie F an Helligkeit nicht abnimmt. Nimmt man 

 nun die Geschwindigkeit zu 12 g. M. an, so kann 

 man aus der Periode von 12 Tagen 21h 47 m 59 s 

 die Länge der Bahn = 13 383 360 g. M. und den 

 Durchmesser derselben = 4 260 000 finden. Die 

 Summe der Massen ist gleich einer Sonnenmasse. 



Herr Belopolsky hat ferner die dunkle .F-Linie, 

 die Linie D } und die Gruppe 448 bis 447 ftft discutirt; 

 doch waren die Daten bei diesen Linien nicht so 



