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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



X. F. IX. Xr. 39 



Barr bcmerkt, dafi der Abstand i-j des Peri- 

 astrons vom aufsteigenden Knoten bei weitaus den 

 meisten spektroskopischen Doppelsternen zwischen 

 o und iSo'liegt. d. h. dafi das Periastron fast stets 

 jenseits der durch den Sch\verpunkt dcs Systems 

 ^elegten und auf dem Yisiensradius serkrechten 

 Ebene liegt. Dies ist nun aber an sich so un- 

 \vahrscheinlich, dafi Miller Barr die fur die Ex- 

 zentrizitat und u gefundcr.en \Verte bei spektro- 

 skopischen Doppelsternen fur illusorisch hielt, in- 

 dem er annahm, dafi die radialen Geschwindig- 

 keiten, die diesen Rechnungen zugrunde liegcn. 

 durch irgendeinen systematischen Fehler entstellt 

 sein miissen. Ludendorff konnte nun durch Her- 

 anziehung des grolseren, jetzt vorliegenden Mate- 

 rials bereits die von Miller Barr bemerkte un- 

 gleichmafiige Verteilung der u wesentlich redu- 

 zieren und unter Ausschaltung der Doppelsterne 

 mit grower Exzentri.-it.it e ; eine vo'.' g o 

 mafiige Verteilung der t.> iiber alle Ouadranten 

 nachweisen . so dafi keinerlei Anlafi mehr dazu 

 vorliegt, bei diesen Gestirnen aufier der elliptischen 

 Bewegung noch andere Ursachen zur Erklarung 

 der periodischen Linienverschiebungen heranzu- 

 ziehen. \Vohl aber erscheint dies notig bei den 

 7 Doppelsternen mit grofier Exzentrizitat, deren 

 (j samtlich zwischen 20 und 113 liegen. was 

 unmoglich ein Spiel des Zufalls sein kann. Ob 

 eine von Miller Barr aufgestellte Theorie zur Er- 

 klarung dieser Eigentiimlichkeit , bei welcher 

 schnelle Rotation der helleren Komponente zu 

 Hilfe genommen wird, das Richtige trifft, ist in- 

 -~on nach Ludendorff recht zweifelhaft. 

 Ludendorff hat nun noch einige weitere, inter- 

 essante Schliisse aus seiner Bahntabelle gezogen. 

 Zunachst zeigt sich, da.Q die Grofien a. sin i wobei 

 grotSe Halbachse der Bahn, i die Xeigung 

 gegen die auf dem Yisionsradius senkrechte Ebene 

 bedeuteO in ganz regelmafiiger \Veise mit der 

 Ferioden'arge zunehmen, und daraus ergibt sich 

 wieder fur die Massenfunktion 



mo 3 sin s i 

 f,m..m i - \vo m, die Masse der 



helleren Komponente, m^ die der - -;ieren 



bede-^tet ein nahezu konstanter \Vert ^im Mittel 

 :~ Sonnenmassei. Fiir die Massen in spektro- 

 skopischen Doppelsternsystemen scheint daher 

 eine gewisse GesetzmalSigkeit zu bestehen. von 

 der sich die einzelnen Systeme r.icht allzuweit 

 entfernen. 



Sehr bedeutsam ist ferner die Feststellung, dafi 

 auch die Exzentrizitat der spektroskopischen 

 Doppelsterne mit der Periodenlange stark zu- 

 nimmt ^ Dies im Verein mit der Tatsache, dafi 

 ~ -'he, also sicherlich sehr er.ge 

 Doppelsterne der Durchschnittswert der Exzentri- 

 zitat nur 0.22 ist, wahrer.d er fur die gewohr.lichen 

 Doppelsterr.e sich auf ungefahr 0.5 belauft, be- 



stiitigt die Theorie von See, nach welcher die 

 Doppelsterne sich durch Teilurg eines Gestirns 

 entwickeln und mit wachsender Distanz bz\v. Pe- 

 riode immer exzentrischere Bahnen annehmen. 



Schlesir.ger und Baker weisen weiter darauf 

 h:n, dal3 beide Komponenten eines spektrosko- 

 pischen Doppelsterns in der Regel dem gleichen 

 Spektraltypus angehoren und dafi der dem helleren 

 Spektrum zugehorige Stern stets auch der massigere 

 ist. Dieselben Forscher etklaren den Doppelstern 

 r-Orionis fiir denjenigen, dessen Gesamtmasse 

 unter alien diesen Objekten den groSten Wert hat, 

 namlich mehr als das Zehrfache der Sonr.c: masse. 



Fiir diejenigen spektroskopischen Doppelstt 

 die zugleich Yeranderliche vom t' Cephei-Typus 

 sind (d. h. bei denen ein regelmaSiger, die ganze 

 Periode umfassender Lichtwechsel mit einem 

 kurzen Stillstand bei der Abnahme beobachtet 

 . und die bei den bisherigen Betrachtungen 

 au5geschlossen wurden. ergeben sich ganz eigen- 

 artige Resultate. Die Massenfunktion f^mjn- 

 fur diese Gestirne auch nahezu konstant, zeigt 

 aber einen viel kleineren Mittelwert als bei den 

 vorhin besprochenen. ramlich nicht 0.17, sondern 

 nur 0,0034 Sonnenmasse. Da nun die Xeigung 

 nicht klein angenommen werden kann, damit der 

 mit der Bahnbewegung verkniipfte Lichtwechsel 



verstandlich bleibt, mufi 





an sich klein 



-rch- 



schnittliche^ _ .1 e = 0,07, 



! '.chen von 129 Tagen e^ 



sein, setzt man i = 6o, so wird dieser Quotient 



.-h 0,005 



Daraus folgt dann , dafi die dunklere Kom- 

 ponente eine viel kleinere Masse besitzen mufi, 

 wenn fiir das ganze System nicht eine verschwin- 

 dend kleine Masse angenommen wird. Damit die 

 hellere Komponente Sonnenmasse hat, mufi bei 

 i = 60 die schwachere nur gleich einem Fiinftel 

 derselben angenommen werden. Diese Erkennt- 

 nis spricht aber stark gegen die von Loud und 

 von Duncan zur Erklarung des Lichtwechsels der 

 d Cephei-Sterne aufgestellten Hypoihesen, nach 

 denen sich die hellere Komponente in der Atmo- 

 sphare der dunkleren bewegen soil, also letzterer 

 doch auch die grofiere Ausdehnung zugeschricben 

 werden miifite. Man etsieht aus alledem, dafi die 

 ..Astronomic des L'nsichtbaren" eine Fiille schwie- 

 riger Probleme in sich schliefit, deren Losung wir 

 aber durch geduldige. systematische Erforschung 

 derjenigen Erscheinungen, die wir beobachten 

 konnen. allmahlich naher zu kommen hoffen 

 diirfen. 



Die mit L'nterstiitzung des Draper Memorial 

 Fonds fortgefuhrten Yersuche E. C. Pickering's 

 zur Yervollkommnung der spektralanalytischen 

 Forschungmittels des Objektivprismas 

 sind ein wesentliches Stiick vorwarts gekommen, 

 da es nach dem Harvard College Observ. Circular 

 Xr. 154 nunmehr gelungen ist, auch die Ge- 

 schwindigkeit in der Gesichtslinie wenigstens roh 

 nach Aufnahmen mit dem Objektivprisma zu be- 

 stimmen. Ein vor dem Fernrohrobjektiv ange- 



