N. F. X. Nr. 24 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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riodenhalfte wieder ebenso abnimmt. Als Er- 

 klarung fur diese Tatsachen kann die Annahme 

 dienen, daS der dunklere Begleiter des Haupt- 

 sterns nicht vollig dunkel ist und auf der dem 

 Algol standig zugewandt bleibenden Seite sowohl 

 durch die Erleuchlung seitens des Hauptgestirns 

 heller ist, als auch namentlich infolge der enorm 

 intensiven Bestrahlung selbst zurn lebhafteren 

 Gliihen gebracht wird, eine Annahme, die durch 

 Neidmann's spektralanalytische Temperaturbestim- 

 mung des Algol gestiitzt wird. Die Lichtkurve 

 Fig. I findet ihre vollstandige Darstellung, wenn 

 die Bahn des Begleiters die in Fig. 2 wieder- 

 gegebene Lage hat und der Begleiter im Durch- 

 messer etwa um 1; 7 grofler ist wie Algol, ihn 

 aber, wie der gestrichelte Kreis andeutet, gleich- 

 wohl beim Voriibergang nur teilweise bedeckt. 

 Als Dauer des Hauptminimums findet Stebbins 

 9,8 Stunden, wahrend Miiller visuell fur dieselbe 

 12 bis 13 Stunden gefunden hatte. Das Neben- 

 minimum ist durch die Bedeckung des Begleiters 

 durch den Hauptstern bedingt, da ja der Be- 

 gleiter mit etwa '/., und auf der dem Algol zu- 

 gewendeten Seite sogar mit 9 / lon der Helligkeit 

 des Hauptsterns leuchtet. Die Gesamthelligkeit 

 des Algol ist sicherlich vielmal grofier als die un- 

 serer Sonne und auch der ,,dunkle" Begleiter iiber- 

 trifft jedenfalls unsere Sonne an Strahlungsinten- 

 sitat betrachtlich. Genauere Angaben hieruber 

 lassen sich zurzeit wegen der Unsicherheit der 

 Parallaxe des Algolsystems noch nicht machen. 



In gutem Zusammenklang mit diesen Ergeb- 

 nissen von Stebbins ist die Temperatur des 

 Algol jiingst nach einer eigenartigen Methode 

 von Nordmann zu 13800" bestimmt worden, 

 so dafi dieser Fixstern erheblich heifier ware wie 

 die Sonne, deren Temperatur Nordmann zu 5320 

 annimmt. Einen dieser Sonnentemperatur nahe- 

 liegenden Wert (5730) findet Nordmann fur den 

 meist fur dunkel und kalt gehaltenen Begleiter 

 Algols, dessen Oberflache ja schon infolge der 

 starken Bestrahlung durch Algol auf der diesem 

 zugewendeten Seite gliihend heifi sein mufi. 



Bo Q hat in Nr. 614 des Astronom. Journal 

 die Resultate einer Bearbeitung der Eigenbe- 

 wegungen von 5000, gleichmafiig iiber den 

 ganzen Himmel verteilten Stcrnen verofientlicht. 

 Der Apex der Sonnenbewegung ergab sich danach 

 in = 270,5 + 1,5, d=-- + 34,3 + 0,9. Nach 

 diesem Punkte des Himmels bewegt sich die 

 Sonne mit einer aus demselben Material abge- 

 leiteten Geschwindigkeit von 24 km pro Sekunde, 

 also etwas schneller, als nach den spektroskopi- 

 schen Beobachtungen gefolgert wurde (namlich 

 20 km). Interessant ist ferner, dafi BoB die 

 Meinung aufrecht erhalt, dafi die Bewegungen der 

 von ihm benutzten Sterne vollig regellos nach 

 Grofie und Richtung verteilt sind, er leugnet also 

 mit Entschiedenheit die von Schwarzschild und 

 anderen angenommenen beiden grofien Sternstrome 

 (vgl. Naturw. Wochenschr. IX, S. 89, 90). 



Die Verarbeitung von 1073 Radialgeschwindig- 



keiten von Sternen, die iiber den ganzen Himmel 

 verteilt sind, fiihrte Campbell zu folgendem 

 Werte fur den Apex der Bewegung des 

 Sonnensystems: a = 272,0 -j- 2,5, 6 = 

 2 7>5 + 3,o", sowie zu einer demselben zuzu- 

 schreibenden Geschwindigkeit von 17,8 km in be- 

 zug auf das Fixsternsystem. Diese Werte be- 

 finden sich in ziemlich guter Ubereinstimmung 

 sowohl mit den auf Grund der Eigenbewegungen 

 an der Sphare gefundenen Apexbogen (d. h. den 

 eben erwahnten Ergebnissen von Bofi und den S. 90 

 des vorigen Jahrgangs dieser Zeitschrift zusammen- 

 gestellten), als auch mit den etwas grofieren Ge- 

 schwindigkeitswerten , die Kapteyn und Hough 

 und Halm aus weniger zahlreichen Radialgeschwin- 

 digkeitsmessungen ableiteten (siehe diese Zeitschr. 

 Bd. IX, S. 617). Die von der Sonnenbewegungs- 

 komponente befreiten individuellen Geschwindig- 

 keiten der Fixsterne sind von der Helligkeit nicht 

 abhangig, wohl aber vom Spektraltypus. Die 

 Sterne der spateren Spektralklassen (F 5 bis M der 

 Maury'schen Einteilung) haben im Durchschnitt 

 um 50 n grofiere Geschwindigkeiten als die der 

 friiheren Typen (o bis F 4 ). Die Durchschnitts- 

 geschwindigkeit von 13 Nebeln ist 23,4 km. Diese 

 Feststellungen stehen durchaus im Einklang mit 

 den in dieser Zeitschrift Bd. IX, S. 616 besprochenen 

 Befunden Kapteyn's. 



Ein interessanter spektroskopischer 

 Doppelstern ist Tt-Andromedae , iiber dessen 

 Bahn F. C. Jordan auf Grund von ill Spektral- 

 aufnahmen ermittelte, dafi die Periode 143,67 Tage 

 betragt und die Exzentrizitat den hohen Wert 

 0,58 hat. Der Stern gehort zur Klasse der He- 

 liumsterne. Die spektroskopischen Doppelsterne 

 dieser Klasse sondern sich merkwiirdigerweise in 

 zwei scharf getrennte Gruppen, deren eine kurze 

 Perioden (im Mittel 8,38 Tage) mit kleiner Exzen- 

 trizitat (durchschnittlich 0,19) aufweist, wahrend 

 in der anderen die Perioden lang (147,1 Tage) 

 und die Exzentrizitaten grofi (0,41) sind. (Publ. 

 of the Allegheny- Obs., II, Nr. 8.) 



Bei mehreren spektroskopischen Doppelsternen 

 ist die merkwiirdige Beobachtung gemacht worden, 

 dafi die durch andere Spektrallinien deutlich und 

 iibereinstimmend angezeigte Veranderlichkeit der 

 Geschwindigkeit in der Gesichtslinie keinerlei Ein- 

 flufi auf die Wellenlangen der H- und K-Linien 

 besitzt. Dieses Phanomen wurde z. B. bei 6- 

 Orionis durch Hartmann und neuerdings wieder 

 bei o Persei (Periode = 4,42 Tage) durch Jordan, 

 im ganzen aber bei 1 1 Sternen bemerkt, unter 

 denen sich 10 Heliumsterne befinden. Die nachst- 

 liegende Erklarung fur diese Erscheinung, die zu- 

 gleich auch beobachtete Abweichungen der ra- 

 dialen Geschwindigkeit der betreffenden Stern- 

 systeme gegen die von den H- und K-Linien an- 

 gezeigte Geschwindigkeit verstandlich macht, 

 wurde von Hartmann darin gefunden, dafi die H- 

 und K-Absorption vermutlich in Gasmassen statt- 

 findet, die mit den betreffenden Sternen physisch 

 nicht zusammenhangen, sondern sich zwischen uns 



