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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. Vin. Nr. 28 



fiir Kohlenstoff- und Cyanbanden gehalten. Im 

 Gegensatz dazu haben Deslandres und Ber- 

 nard sowohl im Kopf als auch im Schweif ein 

 schwaches kontinuierliches Spektrum erhalten. 

 Auch halten sie die in den Wellenlangen mit den 

 amerikanischen Messungen gut iibereinstimmenden 

 Banden nicht fiir dem Kohlenstoff zugehorig, son- 

 dern nur fur Banden des Cyans und Stickstoffs. 

 Dieser Komet wtirde dann von den meisten bis- 

 her spektralanalytisch untersuchten Kometen in 

 seiner chemischen Zusammensetzung abweichen. 

 An den drei Banden unbekannter Herkunft (mit 

 den mittleren Wellenlangen I = 426,7; 401,3 und 

 391,4 /iu) haben die franzosischen Forscher Ver- 

 dopplungen von wechselnder Deutlichkeit bemerkt, 

 die sie auf den durch Bewegungen hervorgerufenen 

 Dopplereffekt zuriickfiihren, da der Zeemanneffekt 

 wegen der fehlenden Polarisation der Dubletten 

 nicht in Frage kommen kann. 



Hartmann fand im Spektrum desselben 

 Kometen drei schwache Linienpaare mit den 

 Wellenlangen 387,4, 390,9; 400,1, 402,0; 425,3, 

 427,6. Diese Doppellinien sind offenbar dieselben, 

 die auch Deslandres und Bernard beobachteten. 

 Hartmann schreibt die Linie 387,4 dem Cyan zu, 

 wahrend er die ubrigen als unbekannter Herkunft 

 bezeichnet. 



An den photographischen Aufnahmen dieses 

 Kometen hat M. Wolf die regelmafiigen, wogen- 

 artigen Lichtgebilde im Schweif genauer unter- 

 sucht (Astr. Nachr. Nr. 4297). Die Wogenlange 

 zeigte sich proportional dem Abstande vom 

 Kern und auch die Amplitude derselben ver- 

 grofierte sich in den entfernteren Schweifregionen. 

 Gemessen wurde z. B. 

 in e. Kernabstand v. 7' eine Wellenlange v. 2,5' 



3" 



7' 



/ 



13 



I o 



n a a a 95 " a i o 



:, ,,140' , 42' 



Durch die Vergleichung der Aufnahmen im 

 Sterokomparator wurde ferner festgestellt, daB 

 die einzelnen Strahlen des Schweifes diinne 

 Schrauben waren, deren Steigung und Ganghohe 

 mit dem Kernabstand zunahmen. In der Fort- 

 bewegung der Schweifmaterie traten oft verein- 

 zelte, groBe Geschwindigkeiten auf. Im ganzen 

 nahm die Geschwindigkeit der Schweifteilchen 

 in der Nahe des Kerns auBerst rasch, in weiterer 

 Entfernung dagegen nur noch langsam zu. 



An tal gol st e r n e nennt Hartwig eine 

 Gruppe von Veranderlichen, bei denen das fast 

 wahrend der ganzen Periode schwache Licht nur 

 fur kurze Zeit hell aufleuchtet, wahrend bekannt- 

 lich beim Algoltypus umgekehrt eine kurze Ver- 

 dunkelungsphase beobachtet wird. Derartige 

 Antalgolsterne wurden zuerst in gewissen Stern- 

 gruppen aufgefunden, neuerdings aber sind auch 

 einige isolierte Sterne gleichen Charakters bekannt 

 geworden, darunter der Stern RWDraconis, der 

 von Hartwig naher erforscht wurde. Die etwas 



veranderliche Periode dieses Sterns dauert nur 

 0,4429 Tage, in welchem Intervall sich eine Auf- 

 hellung von " 4 bis I Stunde Dauer wiederholt. 

 Die Helligkeitsschwankung (von 11,6. bis 10,9. 

 Grofie) dauert im ganzen 6 Stunden, wie Ichinohe 

 feststellte. 



Die Radialgeschwindigkeiten von ft, f und t 

 Ursae majoris, sowie die Bewegung und 

 P a r a 1 1 a x e der sieben Hauptsterne des grofien 

 Bar en sind von H. Ludendorff neu bestimmt 

 worden (Astr. Nachr. Nr. 4313/14). -- Fiir /i Ursae 

 maj. benutzte L. nicht weniger als 71 neue, 

 spektrographische Aufnahmen, durch welche seine 

 friihere Angabe bestatigt wurde, daB dieser Stern 

 ein spektroskopischer Doppelstern ist. Die Um- 

 laufszeit betragt 27,16 Tage, die Geschwindigkeit 

 des Systems in bezug auf die Sonne betragt 

 -i6,8km, sie schwankt bei der sichtbaren Kom- 

 ponente infolge der Bahnbewegung periodisch 

 zwischen den Werten 6,0 und 21,5 km. Fiir 

 Ursae maj. konnten 33 Spektrogramme verwertet 

 werden, die zwar auch etwas veranderliche Radial- 

 geschwindigkeit erkennen lassen (etwa zwischen 

 8 km und --18 km bei einer Periode von 

 vermutlich etwas mehr als zwei Jahren), ohne 

 daB jedoch hier schon eine sicherere Bahnbestim- 

 mung moglich ist. Die Radialgeschwindigkeit 

 dieses Systems wird etwa bei --13 km liegen. 

 Fiir C Ursae maj. praecedens, jenes von Vogel 

 bereits durch periodische Linienverdopplung als 

 spektroskopisch doppelt erkannte Gestirn, konnte 

 Ludendorff 118 neuere Spektrogramme benutzen. 

 Diese ergaben in naher Ubereinstimmung mit 

 dem von Vogel angegebenen Werte eine Periode 

 von 20,536 Tagen und eine Radialgeschwindigkeit 

 des Systems von 12,6 km. 



Nach Feststellung dieser Tatsachen ermittelte 

 Ludendorff unter Benutzung der bekannten, nahezu 

 gleich gerichteten und gleich groBen Eigenbe- 

 wegungen an der Sphiire, dafi die 5 Sterne 

 Ii, y, d, e, Ursae majoris im Weltraume eine 

 gleiche und parallele Bewegung von 20,7 km 

 Geschwindigkeit pro Sekunde ausfuhren, die nach 

 dem Punkte a = 303, 6 = 37" gerichtet ist, 

 und eine mittlere Parallaxe von 0,035" haben, 

 was einer Entfernung von etwa 6 Millionen Erd- 

 bahnradien oder 10 Siriusweiten entspricht. 



Bezuglich der Sterne und /, Ursae majoris 

 liefien sich nun alle bisher beobachteten Bewegun- 

 gen vortrefflich durch die Annahme erklaren, daB 

 auch diese beiden Sterne ein System bilden, d. h. 

 sich parallel und gleich schnell bewegen und 

 nahezu dieselbe Parallaxe haben. Ja, was beson- 

 ders interessant ist, Parallaxe und Geschwindig- 

 keit dieses zweiten Systems stimmen sehr nahe 

 mit den entsprechenden GroBen des ersten iiber- 

 ein, nur hat die Bewegung des Systems a, /; eine 

 andere Richtung, sie zielt nach dem Punkte 

 = 90", 6 37, die Richtungen der beiden 

 Bewegungen stehen also nahezu aufeinander senk- 

 recht (der eingeschlossene Winkel betragt 101). 

 Zieht man nun noch die Bewegung des Sonnen- 



