N. F. XIII. Nr. 9 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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Luizet versucht, nur die Lichtkurven zu benutzen, 

 um die Bahnelemente abzuleiten. Er nimmt 

 ferner eine schon von anderer Seite aufge^tellte 

 Hypothese zu Hilfe, da8 namlich der Hauptstern 

 sich in einem widerstebenden Mittel bewege. Die 

 Reibnng in diesem Mittel mufi dann den Teil des 

 Sternes erhellen, der gerade gegen das Mittel ge- 

 richtet ist, und es zeigt sich, dafi die Zeiten des 

 hellsten Glanzes zusammenfallen mit den starksten 

 Bewegungen in der Gesichtslinie. Wenn also die 

 Veranderlichkeit der Geschwindigkeit in der Ge- 

 sichtslinie abhangt von der Lage der Bahn gegen 

 den Beobachter, so mufi dies fiir die Helligkeits- 

 schwankungen auch der Fall sein. Auf diese 

 Weise gelingt es nun, die wichtigsten Elemente 

 der Bahn abzuleiten, bis auf die Neigung der 

 Bahn gegen das Himmelsgewolbe und die Grofie 

 der halben grofien Axe. Aus den Spektral- 

 messungen der hellen Sterne ist aber abzuleiten, 

 dafi die Bahn eines Cepheiden 30 40 mal kleiner 

 ist als die Merkurbahn , also etwa 5 mal grofier 

 als die Mondbahn, dafi ferner die Massen der 

 Sterne von der Ordnung der 4 lofachen Jupiter- 

 masse sind , und dafi trotz dieser Kleinheit ihr 

 Glanz grofier ist als der der Sonne. Die Dichtig- 

 keiten sind sehr gering, und infolgedessen sind 

 die Dimensionen der Sterne erhebliche Teile ihrer 

 Bahnen, so da8 durch die gegenseitige Gezeiten- 

 wirkung beide Korper etwas gegeneinander in 

 die Lange gezogen sein miissen. Ferner ist der 

 EinfluS des widerstehenden Mittels auf den Haupt- 

 korper sehr genau untersucht, und eine allgemeine 

 Formel fiir alle Cepheiden aufgestellt, die den 

 Glanz im Maximum und Minimum mit zwei Win- 

 keln in die Bahnbewegung verbindet. Die gute 

 Ubereinstimmung zwischen Theorie und Beobach- 

 tung ftir alle Cepheiden zeigt, dafi das Wesen 

 dieses Typus richtig erkannt ist. Da ferner mit 

 zwei Ausnahmen das Maximum kurz nach dem 

 Durchgang des helleren Sternes durch das Peria- 

 stron stattfindet, dieses aber von der Lage gegen 

 den Beobachter abhangt, so ergibt sich die merk- 

 wiirdige Tatsache, dafi die Cepheiden aus einem 

 unbekannten Grunde in einer ganz bestimmten 

 Weise im Raume orientiert sind. [Bull. soc. Astro- 

 nom. d. France, 1913, S. 218.] 



Uber Doppelsterne, die infolge ihrer Bahnlage 

 sich bei jedem Umlauf bedecken und infolgedessen 

 uns als Veranderliche erscheinen, hat Harlow 

 Shapley folgende bemerkenswerte Ergebnisse 

 erzielt. Er untersucht die sehr genauen photo- 

 metrischen Messungen von 87 solchen Systemen, 

 und findet zunachst, dafi je besser die photo- 

 metrischen Messungen sind, um so besser wird 

 die Veranderung der Helligkeit durch die Theorie 

 dargestellt. Irgendwelche Unregelmafiigkeiten in 



den Lichtkurven pflegen mit zunehmender photo- 

 metrischer Genauigkeit zu verschwinden. herner 

 ii?t deutlich aus den Beobachtungen zu entnehmen, 

 wie der entferntere Stern sich verdunkelt, wenn 

 er sich dem Rande der Scheibe des anderen 

 nahert, ein Beweis fiir die Existenz einer absor- 

 bierenden Atmosphare. Daraus geht dann hervor, 

 dafi auch der schwachere der beiden Sterne selbst 

 leuchtend ist, wenigstens ist in den hier unter- 

 suchten Fallen kein Beispiel dafiir vorhanden, dafi 

 der eine der beiden Sterne dunkel sein miifite. 

 Weiterhin sind Beziehungen aufgesucht worden 

 zwischen den relativen Dichten der Stetne und 

 den Spektren der Sterne vom ersten Typus. Hier 

 scheint eine mittlere Dichtigkeit zu herrschen, 

 wahrend beim zweiten Typus zwei sich deutlich 

 unterscheidende Gruppen vorhanden sind, zwischen 

 denen die Dichtigkeit des ersten Typus liegt. 

 Diese beiden Gruppen sind offenbar in ausge- 

 sprochenem Mafie identisch mit den beiden Klassen 

 der Sterne vom zweiten Typus, deren aufierordent- 

 lich verschiedene Leuchtkraft von Hertzsprung 

 und Russell untersucht worden ist. Und zwar 

 sprechen die Tatsachen fiir die Richtigkeit der 

 Annahme, dafi die Unterschiede der Leuchtkraft 

 vor allem durch die sehr verschiedenen Dichtig- 

 keiten verursacht sind. [Astrophys. Journal 1913, 

 September.] 



Ein eigentiimliches Verhalten der Spektral- 

 linien hat B e 1 o p o 1 s k i bei a Canum Venaticorum 

 gefunden. Aus 67 Spektrogrammen, die er mit 

 dem grofien 3O-Z611er und einem Dreiprismen- 

 Spektrograph aufgenommen hat, und die mit 

 einem Vergleichsspektrum des Eisens verglichen 

 sind, so dafi eine hohe Genauigkeit in den Mes- 

 sungen liegt, ergibt sich fiir eine Anzahl Linien 

 eine Schwankung ihrer Dicke in einer Periode 

 von 5,5 Tagen, also der Umlaufszeit des Systems. 

 Andere Linien schwanken in der gleichen Periode, 

 aber im entgegengesetzten Sinne, indem sie 

 schwacher werden, wenn die ersten dicker vverden 

 und umgekehrt. Andere Linien, wie die des H, 

 Mg, Fe, Ca, zeigen wenig oder gar keine Ver- 

 anderungen. Die Messungen nach dem Doppler- 

 schen Prinzip, die die Bewegungen in der Ge- 

 sichtslinie ergeben, zeigen fiir gewisse Linien keine 

 Veranderungen, die von der 5,5tagigen Periode 

 abhingen, wahrend andere Linien dies tun. Dies 

 widerspruchsvolle Verhalten glaubt Belopolski 

 an besten dadurch erklaren zu konnen, dafi er 

 einen gasformigen Begleiter annimmt, oder einen 

 Gasring, der sich rings um den Zentralkorper be- 

 wegt. Es bleiben aber noch unerklarte Schwierig- 

 keiten iibrig, fiir die das erklarende Material von 

 der Zukunft zu erwarten ist. ;Astr. Nachr. 4681.] 



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