N. F. XVH. Nr. 48 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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noch andere Ursachen am Werke, die sich auch 

 in einer regelmafiigen Veranderlichkeit der Spektra 

 dieser Sterne auspragen. Die Blinksterne, die 

 meist den friihen Spektralklassen angehoren, 

 werden namlich um so weifier, je mehr ihr Licht 

 zunimmt und sinken mit abnehmender Helligkeit 

 in eine spatere Spektralklasse zuriick. Dies findet 

 auch darin seinen Ausdruck, dafl die Schwankung 

 photographisch meist grofier ist, als fur das Auge. 

 Man konnte an eine Gezeitenerscheinung in den 

 lichtabsorbierenden Atmospharen der Sterne denken, 

 doch ist der ganze Lichtwechsel noch so ratsel- 

 haft, daS solche Erklarungsversuche verfriiht sind, 

 denn die Hauptursache wird damit nicht getroffen. 



Ob die sogenannten -Geminorum-Sterne, ge- 

 kennzeichnet durch gleichmafiige Zu- und Abnahme, 

 als besondere Klasse zu fiihren sind, erscheint dem 

 Verfasser zweifelhaft. Man findet zwischen diesen, 

 tibrigens wenig zahlreichen Sternen und den eigent- 

 lichen Blinksternen eine geschlossene Reihe von 

 Ubergangsformen, so dafi man sich des Eindrucks 

 nicht erwehren kann, dafi beiden Arten der Ver- 

 anderlichkeit die gleiche Ursache, wenn auch mit 

 etwas verschiedener Wirkungsweise , zugrunde 

 liegt. Vollig symmetrische Lichtkurven sind 

 aufierst selten. Fast immer zeigt sich bei sorg- 

 faltiger Untersuchung, dafi die Zunahme doch 

 etwas rascher verlauft als die Abnahme. 



Gegen die mechanische Erklarung desLichtwech- 

 sels der Blinksterne, wie sie von L u i z e t versucht wor- 

 den ist, sprechen auch die gelegentlichauftretenden 

 Unregelmafiigkeiten in den Lichtkurven. Die Perio- 

 den sind dagegen von bemerkenswerter Bestandig- 

 keit. Auch periodische Wellen, die sich durch Sinus- 

 glieder darstellen lassen, oder fortschreitende Ande- 

 rungen der Periodenwerte sind selten und in den 

 wenigen Fallen, wo sie gefunden wurden, nicht 

 sicher verbiirgt. 



Zwischen den bisher behandelten kurzperio- 

 dischen und den eigentlichen langperiodischen 

 Sternen finden sich keine vermittelnden Zwischen- 

 formen. Die Sterne mit Perioden von 50 bis etwa 

 1 2O Tagen zeigen meist nur schwachen Licht- 

 wechsel und grofie Unregelmafiigkeiten aller Art, 

 stehen aber spektroskopisch den langperiodischen 

 nahe. Diese bilden eine ziemlich scharf abgetrennte 

 Klasse mit o Ceti (Mira) als hellstem Vertreter. 

 Sie zeichnen skh durch den grofien Umfang ihres 

 Lichtwechsels aus, der bis zu 10 GroSenklassen 

 betragt, haben aber sonst mit den neuen Sternen 

 nur wenige gemeinsame Ziige. Die Periodenwerte 

 liegen meist zwischen 200 und 700 Tagen, die 

 Mehrzahl um etwa 300 Tage. Auch hier tritt die 

 Erscheinung auf, dafi der Anstieg rascher verlauft 

 als der Abstieg. Die Lichtkurven und die Perioden 

 weisen starke Unregelmafiigkeiten auf. Spektro- 

 skopisch gehoren diese Sterne zu spaten Klassen 

 (M der Harvard-Bezeichnung) und erscheinen dem 

 Auge meist ausgesprochen rot. Sie haben fur 

 unsere Betrachtung nur untergeordnete Bedeutung, 

 gleich den zahlreichen roten und rotgelben Sternen 

 mit geringem, unregelmafiigem Lichtwechsel. 



o.io 



Zu den unregelmafiigen Veranderlichen rechnet 

 man auch eine kleine Gruppe von Sternen, ob- 

 gleich sie mit den schwach veranderlichen roten 

 Sternen nichts gemein haben, die nach ihrem 

 altesten bekannten Vertreter, dem Stern U in den 

 Zwillingen, U Geminorurn-Sterne genannt sind. 

 Sie sind recht selten, denn unter den mehr als 

 2000 bekannten Veranderlichen kennt man bis- 

 her nur 5 Beispiele dieser Art. Ihr Lichtwechsel 



ist so eigenartig, und 

 dabei scheinen sie 

 den neuen Sternen 

 so nahe zu stehen, 

 dafi sie hier etwas 

 ausfuhrlicher behan- 

 delt werden miissen. 

 Der Umfang des 

 Lichtwechsels be- 

 tragt bei alien UGe- 



minorum-Sternen 

 mehrere ' Grofien- 

 klassen, bei einigen 

 deren 5 6. Das 

 Eigenartige besteht 

 in dem jahen Auf- 

 leuchten von einem 

 zum anderen Tag. 

 Gestern noch im 

 grofien Fernrohr un- 

 sichtbar, hat der 

 Stern heute seine 

 grofite Helligkeit 

 undbeginnt morgen 

 oder iibermorgen 

 schon wieder abzu- 

 nehmen. Die Ge- 

 stalt der Lichtkurve 

 gleicht der bei den 

 neuen Sternen beob- 

 achteten oft so vol- 

 lig, dafi man den zu- 

 letzt entdeckten Ver- 

 treter jener Klasse, 

 den hochst merk- 

 wiirdigen Verander- 

 lichen UV Persei zu- 

 erst fur einen neuen 

 Stern ansah, bis man 

 ihn schlieGlich auch 



4. V Leonis min. 0.544 auf einigen friiher 



5. RU Canum venaticorum 0.364 aufgenommenen 



Flatten hell vorfand. 



Die Helligkeit der Sterne ist durch weg gering. Bei 

 dem hellsten Vertreter der Klasse, SS-Cygni, bewegt 

 sich der Lichtwechsel zwischen 8. und 12. Grofie. Die 

 vier andern sind viel schwacher; nurUGeminorum 

 erreicht die 10. Grofie. Dieser Umstand erschwert 

 leider die spektroskopische Beobachtung aufieror- 

 dentlich oder tnacht sie geradezu unmoglich. Sicher 

 ist nur, dafi diese Sterne nicht rot sind, und an- 

 scheinend nehmen sie auch bei der Lichtabnahme 

 keinen rotlichenFarbton an, wodurch sie sich von den 



10.7 



11.5, 



.3 0.0 



0.1 0.2 



Abb. 2. 



Verschiedene Lichtkurven von 



Blinksternen nach Beobachtungen 



des Verfassers. 



1. RZ Tauri Periode 0.172 



2. ST 4-35 



3. SW 1.584 



