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Naturwissenschaftliche Wochenschrift 



N. F. XVII. Nr. 48 



das Lichtschwankungen im Umfang einer Groflen- 

 klasse zu zeigen schien. Im Zusammenhang mit 

 den jiingsten Erfahrungen an der Nova Aquilae 

 gewinnt es an Wahrscheinlichkeit, dafi auch dieses 

 Sternchen die spatere Nova Persei gewesen ist. 

 Dafi eine Nova nicht wirklich ,,neu" im eigent- 

 lichen Sinne des Wortes ist, kann ja wohl als 

 selbstverstandlich gelten. Die besondere Bedeutung 

 der eben mitgeteilten Erfahrungen besteht nur 

 darin, dafi sie zu zeigen scheinen, dafi die Novae 

 auch schon vor ihrem plotzlichen Aufflammen 

 gering veranderliche Sterne sind. Diese Erkennt- 

 nis deutet, falls sie sich bestatigt, darauf hin, dafi 

 auch die Ursache des Aufleuchtens in den Sternen 

 selbst zu suchen ist oder dafi die Erscheinung 

 mindestens einen besonderen Zustand des Sterns 

 zur Voraussetzung hat. Die Mitwirkung von Nebel- 

 massen ist dabei nicht ausgeschlossen. Man hat 

 ja in der Tat unmittelbar neben der Nova Persei 

 einige Monate nach ihrem Aufleuchten eine An- 



Grossa 



Juni6 6 10 12 14 16 13 20 22 24 26 28 30 Juli 4 6 8 10 12 14 IS 



Abb. I. 



Vorlaufige Lichtkurve der Nova Aquilae. 

 1918 Juni und Juli. 



zahl Nebelknoten feststellen konnen. Nur miifiten 

 1 Stern und Nebel schon lange vor dem Aufleuchten 

 des ersteren in einer naheren Beziehung zu ein- 

 anderstehen, als die oben angefiihrte Hypothese 

 annimmt. Allenfalls kommen wir zu dem Schlufi, 

 dafi die neuen Sterne mit der grofien Klasse der 

 veranderlichen Sterne viel naher verwandt zu sein 

 scheinen, als man bisher vielfach glaubte, dafi sie 

 also gewissermafien ihrer Sonderstellung entkleidet 

 werden und nur mehr eine Unterabteilung der 

 veranderlichen Sterne zu bilden haben. Freilich 

 ist letzteres aus aufieren Griinden immer schon 

 so gehandhabt worden, erhalt aber nun eine neue 

 Stiitze durch die Erkenntnis, dafi anscheinend nicht 

 jeder beliebige schwache Stern als Nova aufleuchten 

 kann, sondern dafi dafiir ein besonderer Zustand, 

 der sich uns durch Veranderlichkeit der Lichtstarke 

 verrat, die Voraussetzung zu bilden scheint. 



Es liegt nun sehr nahe, nach weiteren Be- 

 ziehungen und Ubergangsformen zwischen den 

 neuen Sternen und den verschiedenen Klassen der 

 Veranderlichen zu suchen. Im Rahmen dieses 

 Aufsatzes ist selbstverstandlich nur eine zusammen- 

 fassende Behandlung moglich, und es ist auch nur 

 der Zweck dieser Zeilen, Anregungen fur die weitere 



Verfolgung des Gegenstandes zu geben. Jene ver- 

 anderlichen Sterne, die eine rein mechanische Deu- 

 tung ihres Lichtwechsels zulassen, scheiden hier 

 wohl aus. Es sind das die nach ihren hellsten 

 Vertretern als Algol- und (i Lyrae-Sterne bezeich- 

 neten Klassen der Verfinsterungssterne. Gleichwohl 

 sei daran erinnert, dafi samtliche Verfinsterungs- 

 sterne den ersten Spektralklassen A und B der 

 Harvard-Bezeichnung angehoren. Gelbe und 

 rote Sterne findet man nicht unter ihnen. Dies 

 beweist, dafi doch auch der Entwicklungszustand 

 des Sterns fur das Zustandekommen der Verander- 

 lichkeit nicht gleichgiiltig ist, wenn auch die 

 Annahme eines schvvachleuchtenden Korpers, der 

 bei seinem Umlauf den Hauptstern periodisch ver- 

 finstert, und fur etwaige Unregelmafiigkeiten die 

 Annahme einer Drehung der Apsidenlinie oder 

 veranderlicher Radialbewegung zur Erklarung 

 vollig hinreichen. 



Ganz anders verlauft der Lichtwechsel bei den 

 6 Cephei- oder Blinksternen, so genannt nach 

 ihrem hellsten Vertreter d Cephei. a ) Sie leuchten 

 rasch auf und nehmen langsam ab, ahnlich den 

 neuen Sternen, doch wiederholt sich dieser Vor- 

 gang periodisch. Die Perioden liegen zwischen 

 einigen Stunden und mehreren Wochen. Der Um- 

 fang des Lichtwechsels betragt im Hochstfall 

 2 3 Grofienklassen, ist aber meist geringer. Auch 

 hier unterscheidet man mehrere Unterabteilungen. 

 Als Grundform kann die Lichtkurve von 8 Cephei 

 gelten, gekennzeichnet durch raschen Anstieg und 

 langsame Abnahme ohne Stillstand. Oft findet 

 sich im absteigenden Ast eine Welle, gleichsam 

 ein Neben-Maximum, das aber bei anderen 

 Vertretern dieser Klasse wieder fehlt oder nur 

 ganz schwach angedeutet ist. Eine merkwiirdige 

 Abanderung begegnet uns in den sogenannten 

 Antalgolsternen. Sie zeigen Stillstand des Licht- 

 wechsels im Minimum, dann sehr rasches Auf- 

 blitzen und allmahliche Abnahme. Ihre Perioden 

 sind meist sehr kurz und betragen etwa J 15 

 Stunden. Diese kurzperiodischen Blinksterne treten 

 merkwiirdigerweise in manchen Sternhaufen in 

 aufierordentlich groSerZahl auf, so dafi man geradezu 

 von einer ,,Sternhaufenart" der Veranderlich- 

 keit spricht. Zweifellos werden sie fur die Er- 

 forschung unseres Fixsternsystems noch wesent- 

 liche Bedeutung gewinnen, wenn man erst die 

 Ursache des merkwiirdigen Lichtwechsels kennt. 

 Die rein mechanische Erklarungsweise versagt 

 hier, wenn auch die grofie RegelmaBigkeit der 

 Perioden fur eine Umlaufs- oder Umdrehungs- 

 bewegung spricht. Daneben sind aber zweifellos 



') Die von Luizet imFranzb'sischen eingefiihrte Bezeich- 

 nung ,,Cepheides", die auch im Deutschen teilweise Eingang 

 gefunden hat, ist zu unterdriicken, weil VVortbildungen dieser 

 Art schon zur Benennung von Sternschnuppenslromen benutzt 

 werden. Sinngemafi miifite man sonst auch die Algol- und 

 /i-Lyrae-Sterne als Perseiden und Lyriden bezeichnen, worunter 

 man bekanntlich die beidfn reichsten Meteorstrbme versteht. 

 Der von Hart wig eingefuhrte Name ,, Blinksterne" ist von 

 den als Seezeichen gebrauchlichen Blinkfeuern hergeleitet und 

 hat sich als sehr zweckmafiig bewahrt. 



