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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. XI. Nr. 37 



Die Stellen starkster Anhaufung von Verander- 

 lichen liegen in der Cassiopeja und dem Schwan 

 auf der nordlichen, im Skorpion, Schtitzen, Kreuz 

 und Centaur auf der siidlichen Halbkugel. 



Eine Zusammenstellung der Haufigkeit der 

 verschiedenen Periodenlangen veranderlicher Sterne 

 ergibt folgendes Bild: 



Anzahl der Sterne 

 197 



9 1 



369 

 67 



Periode 

 025 Tage 

 25200 

 200 400 

 grofier als 400 Tage 



Man erkennt hierin deutlich die Trennung der 

 kurzperiodischen Veranderlichen , die auf Verfin- 

 sterungen oder ahnliche Ursachen zuriickzufiihren 

 sind, von den langperiodischen, deren Ursachen 

 wohl in den physikalischen Verhaltnissen der be- 

 treffenden Gestirne begriindet sein mogen. 



Das Maximum 1911 und Minimum 1912 der 

 Mira Ceti wurde von Bemporad in Catania, das 

 Minimum auch von Nijland in Utrecht beobach- 

 tet. Danach fand das Maximum am 26. Juni, das 

 Minimum am 20. Januar statt, d. h. 4 Tage friiher 

 als der Guthnick'schen Voraussage entspricht. Die 

 Helligkeit im Maximum war 3,5 mg, im Minimum 

 dagegen nach Bemporad 9,6 mg. Die Periode 

 war gegeniiber dem Mittelwert von 331 Tagen 

 etwas verlangert, namlich 337 Tage von Minimum 

 zu Minimum. 



Ein interessanter veranderlicher Stern, dessen 

 Spektrum aus hellen Linien besteht, also dem- 

 jenigen der neuen Sterne gleicht, ist Z Andro- 

 medae. Die Veranderlichkeit dieses Sterns wurde 

 1901 von Miss Fleming entdeckt, als die Hellig- 

 keit nach mancherlei Schwankungen zwischen den 

 Helligkeiten 11,5 und 9,7 sich bis zu 9,5 mg 

 steigerte. Wahrend der letzten 6 Jahre ist da- 

 gegen der Stern dauernd n. Grofie geblieben 

 und hat keine bemerkbaren Schwankungen ge- 

 zeigt. Die hellen Linien seines Spektrums sind 

 die Wasserstofflinien , denen sich noch die Linie 

 bei A = 4688 zugesellt, die vermutlich identisch 

 ist mit dem hellen Bande der Sterne vom fiinften 

 Typus. 



Das Spektrum des im Marz von Enebo ent- 

 deckten neuen Sterns in den Zwillingen zeigte am 

 1 5. Marz auf einer von Hertzsprung in Potsdam 

 gewonnenen Aufnahme die Absorptionslinien H 

 und K doppelt, und zwar erstens als schmale 

 Linien in normaler Lage, zweitens aber als Ban- 

 der von 7 A. E. Breite, deren Mitte so stark ver- 

 schoben war, wie es einer Radialgeschwindigkeit 

 von 650 km/sec (das Minuszeichen bedeutet 

 Annaherung) entspricht. Um den gleichen Betrag 

 war die in Gestalt breiter Bander auftretende 

 Wasserstoffabsorption verschoben, jedoch ging 

 diese Verschiebung Anfang April uber Null hin- 

 aus und kehrte dann pendelartig zu Null zuriick. 

 Das Spektrum der Nova Geminorum von 1912 

 war sonach dem anfanglichen Spektrum der Nova 



Persei von 1901 sehr ahnlich, nur daS bei letz- 

 terem die Verschiebung der Absorptionsbander 

 sogar doppelt so stark war. Auf eine wirkliche 

 Bewegung ist diese Verschiebung vermutlich nicht 

 zuriickzufiihren, sondern eher auf abnorme Druck- 

 verhaltnisse der betreffenden Gase. Die dies- 

 jahrige Nova zeigte aber aufierdem noch zahlreiche 

 scharfe Absorptionslinien, darunter alle starken 

 Titanfunkenlinien, die am 15. Marz einer Ge- 

 schwindigkeit von 541 km gegen die Sonne 

 entsprechend verschoben waren, wahrend am 

 17. Marz die Verschiebung nur noch 349 km 

 entsprach. Auf einer am 15. Marz mit starkerer 

 Dispersion aufgenommenen Spektralphotographie 

 fand ferner Ludendorff noch zahlreiche, aufierst 

 feine Absorptionslinien, die bei Annahme einer 

 Radialgeschwindigkeit der Nova von -J-2O km in 

 bezug auf die Sonne mit Linien der Elemente 

 Cr, Fe, Sr, V, Sc, Mn, Ti, He, Mg identifiziert 

 werden konnten. Es sind allerdings von jedem 

 dieser Elemente meist nur einzelne Linien vof- 

 handen und durchaus nicht immer diejenigen, die 

 im Funkenspektrum die starksten sind, dies kann 

 jedoch durch besondere Druckverhaltnisse erklart 

 werden. 



Auch Emissionsbander des Wasserstoffs waren 

 bereits am 15. Marz vorhanden und traten bei 

 spateren Aufnahmen gegeniiber dem schwacher 

 werdenden kontinuierlichen Spektrum noch deut- 

 licher hervor. Die Verschiebung dieser Emissions- 

 bander war eine entgegengesetzte wie die der 

 Absorptionsbander, sie entsprach am 17. Marz 

 -(-722 km und hielt sich spater nahezu konstant 

 unweit -j-ioo km, wenn man die Mitte der Ban- 

 der einstellte. 



Furuhjelm machte darauf aufmerksam, daS 

 das Spektrum dieses neuen Sterns eine auffallende 

 Ahnlichkeit mit dem Spektrum der Sonnenchromo- 

 sphare zeigt. Mit einer Ausnahme kommen nam- 

 lich alle Novalinien im Dyson'schen Chromo- 

 spharenspektrum vor und umgekehrt finden sich 

 gerade die starksten Chromospharenlinien auch 

 samtlich im Novaspektrum. 



Die Helligkeit des neuen Sterns hat ubrigens 

 schnell abgenommen. Wahrend die Nova Mitte 

 Marz als Stern vierter Grofie leuchtete, war sie 

 im April nur noch 6. 7., im Mai 7. 8. Grofie. 

 Ihre genaue Position ist: 



i2 s , <J=--f32i5,i'. 



Bei einer Untersuchung der Radialgeschwindig- 

 keiten von 212 Sternen der Spektralklasse A fand 

 Campbell, dafi die grofiten Geschwindigkeiten 

 bei Sternen in der Nahe des Vertex ( = 93, 

 6= -)- 2 3) und Antivertex vorkommen und dafi 

 aufierdem die Geschwindigkeiten in der Milch- 

 strafie grofier sind als auSerhalb derselben. Letz- 

 teres ist nach Plummer eine einfache Folge der 

 Perspektive, wenn man annimmt, dafi die wahren 

 Bewegungen der Ebene der Milchstrafie nahezu 

 parallel sind. 



Wilson hat fiir 100 Sterne den Zielpunkt 



