N. F. X. Nr. 52 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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klassen, woven 0,076 mg auf Rechnung der Be- 

 deckung, 0,011 mg aber auf Rechnung der 

 Elliptizitat der Gestalt der Komponenten zu setzen 

 ist. Da beide Korper fast genau gleich grofi sind, 

 bewegen sie sich in gleicher Bahn um den ge- 

 meinsamen Schwerpunkt (vgl. Figur 3), wobei sie 

 sich alle 47'., Stunden in der durch die ge- 

 strichelten Kreise angedeuteten Weise bedecken. 

 Die Dauer jeder Bedeckung betragt 5,9 Stunden 

 und beide Minima sind innerhalb 0,01 mg gleich 

 hell. Die in Figur 2 als Ordinaten aufgetragenen 

 Helligkeitsdifterenzen beziehen sich auf den als 

 Vergleichsstern benutzten Stern p Tauri. 







Fig. 2. Die Lichtkurve von ( <J- Aurigae. 



Fig. 3. Das System o' Aurigae , gesehen von der Erde aus. 



In Verbindung mit den durch die spektro- 

 skopischen Beobachtungen bekannten Geschwindig- 

 keitswerten und der ziemlich sicher bekannten 

 Parallaxe von nur 0,02" ergeben sich fur das 

 System ft Aurigae folgende Daten : Der Radius 

 jeder Komponente ist 2,58 mal so grofi als der 

 Sonnenradius; die Massen betragen das 2,38- bzw. 

 2,34-fache der Sonnenmasse, was einer Dichtig- 

 keit von 0,14 entspricht. Aber das von jeder 

 Komponente ausgestrahlte Gesamtlicht ist mehr 

 als So-mal so grofi wie die Sonnenstrahlung und 

 demgemafi mufi die Oberflachenhelligkeit beider 

 Komponenten mindestens 12-mal, vielleicht sogar 

 2 5 -mal so grofi angenommen werden als bei der 

 Sonne. 



Eine neue Theorie zur Erklarung g e - 

 wisser Veranderlicher der vierten Pickering- 

 schen Klasse spricht Mulder in der naturwiss. 

 Rundschau vom 13. Juli 1911 aus. Veranlafit 

 durch Nordmann's bei 8 Cephei gemachte Wahr- 

 nehmung einer parallel mit dem Lichtwechsel 

 statthabenden erheblichen Temperaturschwankung 

 glaubt Mulder, dafi es sich in solchem Falle um 

 einen engen Doppelstern handeln mufi, dessen 

 Komponenten einander bei dem Umlauf um den 

 gemeinsamen Schwerpunkt stets dieselbe Seite 

 zuwenden , so dafi sie infolgedessen auf der ein- 

 ander zugewandten Halfte infolge der gegen- 

 seitigen Bestrahlung eine hohere Temperatur haben 

 als auf der anderen Seite. Das Maximum der 

 Helligkeit und der fur uns aus dem Spektrum zu 

 erschliefienden Temperatur wiirde dann, falls die 

 Bahnebene nahezu durch die Sonne geht, ein- 

 treten miissen, wenn wir zwischen den Kompo- 



nenten hindurchsehen und die heifien Hemispharen 

 derselben zur Halfte erblicken, wahrend das Mini- 

 mum eintritt, wenn wir die weniger leuchtende 

 und weniger heifie Seite des Hauptsterns beobach- 

 ten. Bei 6 Cephei mag nur die eine Komponente 

 stark strahlen, so dafi auch nur ein Minimum bei 

 kontinuierlicher Helligkeitsanderung zu beobachten 

 ist. Das bei fi Lyrae auftretende doppelte Mini- 

 mum wiirde dadurch zu erklaren sein, dafi beide 

 Komponenten leuchten und sich bei jedem Um- 

 lauf bedecken. Das weniger tiefe Minimum der 

 Lichtkurve miifite dann mit der Zeit zusammen- 

 fallen, da der hellere der beiden Sterne vor dem 

 dunkleren steht und umgekehrt. Durch eine 

 Temperaturbestimmung von /J Lyrae in den ver- 

 schiedenen Phasen wiirde zu entscheiden moglich 

 sein , ob dieser Hypothese der Vorzug vor der- 

 jenigen Myers gebiihrt, die bekanntlich starke, 

 durch Gravitation bedingte Deformationen (zu 

 ellipsoidischen Korpern) der beiden einander sehr 

 nahe gedachten, gasformigen Komponenten an- 

 nimmt. 



Mulder nimmt bei den Sternen vom 8 Cephei- 

 Typus zugunsten seiner Auffassung auch die Tat- 

 sache in Anspruch , dafi ihr Lichtwechsel bei 

 photographischer Bestimmung grofier erscheint 

 als bei visueller. Es ist ja bekannt , dafi starke 

 Temperatursteigerung besonders eine erhohte 

 Ausstrahlung von Licht kleinerer Wellenlange 

 bewirkt. Daher miissen Schwankungen der Strah- 

 lung, die mit Temperaturschwankungen verbunden 

 sind, in erster Linie die photographisch wirksamen 

 Strahlen betreffen , die auf unser Auge weniger 

 einwirken. Mulder's Uberlegungen verdienen 

 sicherlich ernsteste Beachtung und diirften viel 

 dazu beitragen, bisher ratselhafte, an den Ver- 

 anderlichen gemachte Wahrnehmungen ungezwun- 

 gen zu erklaren. 



Eine ehemalige NovaSagittarii3 ist kiirz- 

 lich von Mifi Cannon auf Photogrammen ent- 

 deckt worden, die im September 1899 zu Aiequipa 

 aufgenommen waren. Diese Neuheit ist inzwischen 

 allerdings schon wieder recht veraltet, da das Ge- 

 stirn auf 79 spater (seit 1902) aufgenommenen 

 Flatten der gleichen Himmelsflache wieder voll- 

 kommen fehlt, ebenso wie auch 33 zwischen 1889 

 und 1898 aufgenommene Flatten nichts von ihm 

 erkennen lassen. Nur 27 zwischen August und 

 Oktober 1899 mit 6 verschiedenen Instrumenten 

 gewonnene Flatten zeigen die damalige Nova, 

 deren Aufflammen von den Menschen unbemerkt 

 voriibergegangen ist, aber sich in den photographi- 

 schen Archiven, die wir Pickering's Initiative ver- 

 danken, selbst eingetragen hat. 



Die Radialgeschwindigkeit von <j 

 Persei wurde auf Grund von 124 Potsdamer 

 Spektralaufnahmen durch H. Ludendorff neu 

 untersucht, nachdem sie bereits friiher von Camp- 

 bell und auch Deslandres als veranderlich erkannt 

 worden war. Ludendorff stellte zunachst auf 

 Grund der iibrigens auch in ihrem Aussehen 

 hochst merkwiirdige, regelmafiige Anderungen 



