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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. X. Nr. 52 



gesprochenen Idecn verwandt sind, sind neuerdings 

 wieder verschiedentlich ausgcsprochen worden, 

 ohne bei den Astronomen mehr Anklang zu finden 

 als friiher. In der physikalischen Zeitschrift (Jahr- 

 gang 1910) hat Zehnder eine derartige Theorie 

 entwickelt und neuerdings hat Armellini in 

 den astronotnischen Nachrichten (Nr. 4492) eine 

 Reihe mit Linsen erzeugter ,,Komaerscheinungen" 

 abgebildet , die allcrdings frappant an bekannte 

 Kometenbilder erinnern, aber wohl auch nicht die 

 Allgemeinheit davon iiberzcugen werden, dafi die 

 Kometenschweife nur durch Lichtbrechungen in 

 kosmischen Gasmassen zustande kommen. 



I'.in interessanter veranderlicher 

 Stern ist der erst 1898 von Innes entdeckte 

 Stern zehnter Grofie S Arae, dem A. VV. 

 Roberts kiirzlich ein besonderes Studium ge- 

 widmet hat (Astrophys. Journal, April 1911). Wie 

 die hier (Fig. i) wiedergegebene, auf Grund sehr 

 zahlreicher Beobachtungen festgestellte Lichtkurve 



Fig. I. Die Lichtkurve von S-Arae. 



(ausgezogene Linie) erkennen lafit, bleibt die 

 Helligkeit dieses Sterns vor dem Beginn des 

 Maximums etwa 2 Stunden lang vbllig konstant, 

 um dann sehr schnell zum hochsten Werte 

 (9,3. Grofie) aufzusteigen und dann wieder erst 

 schneller, dann langsamer zu dem niedrigsten 

 Werte (10,6. Gr.) herabzusinken. Die ganze Periode 

 dauert nur 10 Stunden 50,7 Minuten lang. Eine 

 Erklarung dieser Art des Lichtwechsels, die ahn- 

 lich auch bei einigen anderen Veranderlichen 

 wiederkehrt, kann nur durch Uberlagerung der 

 Lichtkurve eines gewohnlichen , kurzperiodisch 

 Veranderlichen mit kontinuierlichem Lichtwechsel 

 mit einer auf Verfinsterung beruhenden, also dem 

 Algoltypus zugehorigen Kurve gegeben werden. 

 Es muB hier im besonderen angenommen werden, 

 dafi ein grofier, aber nicht sehr heller Stern von 

 einem weit kleineren, aber helleren derartig um- 

 kreist wird, dafi der kleinere und hellere bei jedem 

 Umlauf etwa 2 Stunden lang durch den grofieren 

 fur uns verdeckt wird, dafi aber zugleich der 

 kleinere Stern selbst von veranderlicher Helligkeit 

 ist und seinen grofiten Glanz kurz nach dem 

 Hervortreten aus der Bedeckung erreicht, um 

 alsdann bis kurz vor der nachsten Bedeckung zum 

 Minimum seiner Helligkeit herabzusinken. Die 

 Entfernung der Oberflache beider Gestirne von- 

 einander betragt in diesem Falle vermutlich nur 

 ein Zehntel des Bahnradius, so dafi der Begleiter 

 durch die aufieren Schichten der Atmosphare des 



Hauptstcrns sich bewegen mufi und deshalb auf 

 der vorangehenden Seite seiner Oberflache heller 

 sein wird als auf der nachfolgenden, eine Hypo- 

 these, die Duncan zuerst zur Erklarung des Licht- 

 wechsels der Sterne vom ()-Cephei-Typus heran- 

 gezogen hatte. Die gestrichelte Kurve unserer 

 Figur gibt die nach der vorgetragenen Theorie 

 anzunehmende Lichtschwankung des helleren Be- 

 gleiters wieder, die bis auf die Zeit kurz vor dem 

 Maximum mit der beobachteten Lichtkurve des 

 Systems gut ubereinstimmt. Jene Abweichung 

 vor dem Maximum kommt auf Rechnung der 

 Bedeckung des hellen Begleiters durch den dunk- 

 leren Hauptstern. Durch Kombination dieser 

 beiden Ursachen fur die Veranderlichkeit gelang 

 es Roberts, die Abweichungen der Beobachtung 

 von der Rechnung bis auf wenige Hundertel einer 

 Grofienklasse herabzudriicken. 



Eine Veranderlichkeit des Polar- 

 sterns, die bereits von Seidel, Schmidt u. a. 

 vermutet wurde, ist kiirzlich auf photographischem 

 Wege durch Hertzsprung erwiesen worden 

 (Astron. Nachr. Nr. 4518). In der Radialgeschwin- 

 digkeit dieses Sterns hatte bereits Hartmann eine 

 Veranderlichkeit mit der Periode von 3,9681 Tagen 

 festgestellt. Diese und manche andere Ahnlich- 

 keit mit den Sternen des d-Cephei-Typus liefien 

 eine photographisch leichter als visuell erkennbare 

 Veranderlichkeit in der Helligkeit vermuten. Um 

 nun den benachbarten Stern B.D. 88 "4'. der auf 

 der gleichen Platte photographiert werden kann, 

 aber wesentlich weniger hell ist, als Vergleichs- 

 stern benutzen zu konnen, setzte H. vor das Ob- 

 jektiv des Fernrohrs ein Drahtgitter, das neben 

 dem Zentralbilde des Polarsterns mehrere Beugungs- 

 bilder von sukzessive kleinerem Durchmesser ent- 

 stehen liefi. Diese Beugungsbilder des Polarsterns 

 wurden nun mit gutem Erfolge mit dem Zentral- 

 bilde des Vergleichssternes verglichen. Es kam 

 so eine Lichtanderung des Polarsterns im Betrage 

 von allerdings nur 0,171 GroSenklassen zum Vor- 

 schein, deren Periode mit derjenigen der Radial- 

 geschwindigkeitsanderungen, d. h. mit der Um- 

 laufszeit des spektroskopischen Doppelsterns, genau 

 ubereinstimmt. 



Ein schones Ergebnis der Anwendung des 

 Selen-Photometers durch J. Stebbins stellt die 

 Entdeckung der Veranderlichkeit von /? 

 Aurigae dar. Dieser Stern gehort zu denjenigen 

 spektroskopischen Doppelsternen, bei denen beide 

 Komponenten nahezu gleich hell sind, so dafi die 

 Spektrallinien periodisch verdoppelt erscheinen. 

 Die Umlaufsperiode betragt 95 Stunden und die 

 Moglichkeit einer durch gegenseitige Bedeckung 

 der Komponenten bedingten Veranderlichkeit, ahn- 

 lich wie wir sie bei Algol kennen, liegt offenbar 

 hier gleichfalls vor. Erst das Selenphotometer 

 zog diese hier wegen sehr partieller Verfinsterung 

 allerdings geringe, aber doch vorhandene Ver- 

 anderlichkeit ans Licht, wie die in Figur 2 wieder- 

 gegebene Lichtkurve zeigt. Die Helligkeits- 

 schwankung betragt im ganzen nur 0,087 Grofien- 



