N. F. IX. Nr. 39 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Sternen stchen solltcn. Auch die Spektra farbiger 

 Doppclsterne difl'eriercn cltirchaus nicht in der 

 VVeise, dafi ihre angegcbcnen Farbendifferenzen 

 dadurch verstundlich wiinlen. So gehort z. B. die 

 hellerc Koniponente von /J-Cygni dem fruheren 

 Sonnentypus an, so dafi danach der Stern kaum 

 als stark gelb bezeichnet vverden kann, die 

 schwachere Komponente ist aber ein Stern vom 

 spateren ersten Typus, der unmoglich auf Grund 

 dieser Spektralbeschaffenheit als blau bezeichnet 

 werden konnte. Es gibt aber auch zahlreiche, 

 von den Beobachtern als verschiedcnfarbig be- 

 zeichnete Doppelsterne, deren Komponenten dem 

 gleichen Spektraltypus angehoren, und auch solche, 

 bei denen die hellere Komponente dem ersten, 

 die schwachere aber sogar dem zweiten Typus 

 der sog. gelben Sterne zugehort und gleichwohl 

 im Fernrohr blaulich erscheint. 



Mufi man nach alledem annehmen, dafi die 

 blaulichen Farben bei Doppelsternen nur physio- 

 logisch zustar.de kommen, so steht dem allerdings 

 zunachst scheinbar entgegen, dafi die blaue Faroe 

 des Begleiters auch beobachtet wird, wenn der 

 Hauptstern verdeckt wird, und dafi die Farbe des 

 Begleiters meist nicht genau komplementar zu 

 der des Hauptsterns ist. Bell weist jedoch darauf 

 hin , clafi diese Umstande nur so lange eine 

 Schwierigkeit bieten, als man die blaue Farbung 

 lediglich auf simultanen Kontrast zuriickzufiihren 

 versucht. Nimmt man auf die Ermudungser- 

 scheinungen, ferner auf das Purkinje'sche Phanomen 

 (wonachbeischwachererGesamthelligkeit dieblauen 

 Teile des Spektrums heller erscheinen wie die 

 gelben), sowie auf die farbigen Nachbilder Riick- 

 sicht, und bedenkt man ferner noch, dafi sich der 

 komplementare Effekt naturlich mit der wirklichen 

 Eigenfarbung des Begleiters vermischen mufi, so 

 lassen sich alle starken Farbenwahrnehmungen 

 sehr wohl physiologisch erklaren. 



Die Richtigkeit dieser Auffassung hat Bell 

 schliefilich noch durch Versuche mit kiinstlichen 

 Sternen vollauf bestatigt. Sogar bei einem kiinst- 

 lichen Sternhaufen, bei dem objektiv alle Sterne 

 durch das gleiche Licht erzeugt wurden, zeigten 

 die schwacheren Sterne alle moglichen Farben- 

 tone bis zum Violett. Demnach diirften auch die 

 von John Herschel im Sternhaufen /. Crucis wahr- 

 genommenen farbigen Sterne physiologisch zu er- 

 klaren sein. 



Auf Grund einer theoretischen Studie iiber 

 die mehrfachen Sterne sucht Russell 

 zwischen der Darwin'schen Spaltungstheorie und 

 der Annahme Moulton's zu entscheiden, nach wel- 

 cher bereits in dem Nebel, aus welchem mehr- 

 fache Sterne hervorgegangen seien, mehrere Kerne 

 anzunehmen waren. Bei dreifachen und mehr- 

 fachen Sternen muBte, wenn Moulton's Annahme 

 richtig ware, eine ganz zufallige Vertcilung der 

 Massen und relativen Entfernungen erwartet wer- 

 den, wahrend die Spaltungstheorie gewisse Gesetz- 

 maSigkeiten in dieser Beziehung bedingen wiirde, 

 die Russell in seinem Aufsatz (Astrophys. Journal 



vom April 1910) entwickelt und bei den 74 be- 

 kannten drei- und mehrfachen Sternen (unter 800 

 Doppelsternen mit gemeinsamer Eigenbewegung) 

 gut bestatigt findet. Russell glaubt daher, dafi 

 Moulton's Meinung zwar bei Sternhaufen gewifi 

 das Richtige treffe, dafi aber fiir die Doppelsterne 

 (zu denen er auch die drei- und mehrfachen rechnet) 

 die Darwin'sche Annahme als die wahrscheinlichere 

 geltcn mufi, nach welcher urspriinglich einfache 

 Massen sich erst infolge ihrer Rotation geteilt 

 haben. 



Zwei in jeder Beziehung einander aufier- 

 ordentlich ahnliche, spektroskopische 

 Doppelsterne sind von Flasket t und Har- 

 per im Orion aufgefunden worden (Astrophys. 

 Journal, Dez. 1909). Es sind dies die Sterne 

 / Orionis und B.D. 1IOO4, die am Himmel um 

 5 voneinander entfernt erscheinen und ihrem 

 Spektrum nach zur Klasse der Orion- oder He- 

 lium-Sterne gehoren. Die Umlaufsperioden be- 

 tragen 29,14 bzw. 27,16 Tage, die aufiergewohn- 

 lich grofien Bahnexzentrizitaten 0,74 bzw. 0,76, 

 die gleichfalls aufierordentlich grofien Bahnge- 

 schwindigkeiten 227 bzw. 186 km, wahrend die 

 Systeme der Sonne gegeniiber nur mit 21,5 bzw. 

 26,1 km Geschwindigkeit sich entfernen. Aufier- 

 dem wird die Kurve der radialen Geschwindig- 

 keiten bei beiden Gestirnen von einer zweiten 

 Schwingung mit gleicher Periode, aber nur 16,8 

 bzw. 20,2 km Amplitude uberlagert, und zwar 

 kreuzt die sekundare Kurve die primare bei beiden 

 Systemen ungefahr zur Zeit der grofiten gegen- 

 seitigen Nahe der hellen Komponenten. Aller 

 VVahrscheinlichkeit nach mufi wohl diese grofie 

 und merkwiirdige Ahnlichkeit beider Doppelstern- 

 systeme eine gemeinsame Ursache haben , iiber 

 die aber schwer Naheres sich sagen lafit. Die 

 Sekundarschwingung scheint mit der Umlaufsbe- 

 wegung in Zusammenhang zu stehen, aber ob sie 

 durch ein widerstchendes Mittel, durch Gezeiten- 

 wirkung oder andere Ursachen bedingt sein mag, 

 lafit sich noch nicht entscheiden. 



Ein Yerzeichnis der Bahnelemente aller bis 

 Ende Januar 1910 bekannt gewordenen spektro- 

 skopischen Doppelsterne wurde von Lu- 

 dendorff in Bd. 45 der Vierteljahrsschrift der 

 astronomischen Gesellschaft (Seite 113) veroffent- 

 licht. Danach kennen wir zurzeit 56 Gestirne 

 dieser Art, und zwar befinden sich darunter 1 1, 

 die zugleich Veranderliche vom Typus ,'-Gemi- 

 norum und (5 Cephei sind. Die Umlaufsperioden 

 dieser nur spektralanalytisch durch Linienverschie- 

 bung als doppelt erkannten Sternpaare schwanken 

 zwischen 818 Tagen (;-Pegasi) und 0,19 Tagen 

 (,^-Cephei). Ein genaueres Studium der in diesen 

 Bahnen spektroskopischer Doppelsterne auftreten- 

 den Gesetzmafiigkeiten fiihrte Ludendorff zu 

 einigen recht interessanten, in den Astron. Nach- 

 richten (Nr. 4415/16) veroffentlichten Ergebnissen, 

 die zum Teil auch unabhangig durch Schle- 

 singer und Baker bereits gefunden waren. 



Zunachst hat bereits vor zwei Jahren Miller 



