Naturwissenschaftliche Rundschau, 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem Gresamnitgebiete der Naturwissenschaften. 



XIV. Jahrg. 



23. September 1899. 



Nr. 38. 



Die veränderlichen Sterne. 



Von A. Berberich in Berlin. 

 (Sehlufs.) 

 Eine ganz merkwürdige Beziehung hat Herr 

 S. C. Chan dl er zwischen den Periodenlängen und 

 den Sternfarben entdeckt. Die letzteren sind beim 

 Miratypus zumeist gelb oder röthlich. Je nach der 

 Stärke der Rothfärbung hat man die Sterne in Stufen 

 geordnet von (weifs) bis 10 (tiefstes vorkommendes 

 Eoth, Rubinroth). Folgende Tabelle giebt für die 

 einzelnen Farbenstufen (F) die durchschnittliche 

 Periode P und die Anzahl der betreffenden Mira- 

 sterne (n): 



n F 



5 4 

 1 3 



6 2 

 17 1 

 14 



Die längste Periode mit 611 Tagen kommt dem 

 sehr rotlien Sterne S Cassiopeiae (F= 6,7) zu; darauf 

 folgt V Hydrae mit 575 Tagen und F = 9. Die 

 Sterne mit Perioden unter 60 Tagen sind nicht berück- 

 sichtigt, weil sie nicht mehr zum Miratypus zu zählen 

 sind ; ihrer Färbung nach gehören sie fast aus- 

 schlielslich zu den untersten Stufen bis 3. Würden 

 sie in die Rechnung einbezogen, so würde das Perioden- 

 mittel der Stufen unter 4 noch mehr herabgedrückt. 

 Jedenfalls hat das Chandl ersehe Färbungsgesetz 

 eine grofse Wichtigkeit für die Erklärung der Ver- 

 änderlichkeit der Sterne. Es hängt sehr wahrscheinlich 

 mit der Thatsache zusammen, dafs die Sterne vom 

 Algoltypus zur I. Spectralklasse, die vom 

 Typus ß Lyrae und ÄCephei zur II. und die 

 Sterne vom Miratypus zur III. Spectral- 

 klasse gehören. Die zu lösende Frage lautet also 

 dahin, ob sich eine Beziehung zwischen der Spectral- 

 klasse , der Lichtwechselperiode und dem Typus der 

 Veränderlichkeit finden lasse. 



Es wäre nun vorerst zu untersuchen, aus welchen 

 Ursachen überhaupt bei Weltkörpern ähnlich unserer 

 Sonne sich die Helligkeit ändern könne. Unsere 

 Sonne wird verdunkelt — abgesehen von den Ein- 

 flüssen der Erdatmosphäre — bei den Finsternissen, 

 wenn sie vom Monde verdeckt wird, sowie beim Auf- 

 treten sehr ausgedehnter Sonnenflecken. Im letzteren 

 Falle ist die Verdunkelung freilich noch nie durch 

 Messung nachgewiesen worden, sie ist zweifellos 

 äulserst gering. Immerhin kann man sich Sterne 



von solcher Beschaffenheit denken , dafs in ihrer 

 Lichthülle ungleich ausgedehntere Flecken auftreten, 

 die die Gesammthelligkeit des Sternes erheblich herab- 

 drücken könnten. Da nun das Spectrum der III. Klasse 

 dem Spectrum der Sonnenflecken verwandt erscheint, 

 so liegt die Annahme nahe, dafs in der That auf den Ver- 

 änderlichen vom Miratypus grofse Flecken periodisch 

 erscheinen und wieder verschwinden. Man hat früher 

 auch die Veränderlichkeit der Algolsterne in dieses 

 Schema einfügen wollen , indem man Flecken von 

 constanter Grösse und Lage auf ihnen voraussetzte 

 und die Periode auf die Axendrehung der Sterne 

 zurückführte. Dafs es sich beim Algol aber in 

 Wirklichkeit um eine der Sonnenfinsternifs analoge 

 Verdeckung eines hellen Sternes durch einen sehr 

 nahen, dunkeln Begleiter handle, wurde mit Be- 

 stimmtheit von Herrn H. C. Vogel spectroskopisch 

 nachgewiesen. Der sichtbare Stern des Algolsystemes 

 durchläuft um den Schwerpunkt des letzteren eine 

 Bahn in gleicher Zeit, in der sich der Lichtwechsel 

 abspielt ; dies geht aus der variablen Verschiebung 

 der Spectiallinien hervor, dem Zeichen der veränder- 

 lichen Eigenbewegung längs der Gesichtslinie. Das 

 Minimum trifft auf den Moment, in welchem Algol 

 hinter dem dunkeln Begleiter steht. Sind die Sterne 

 eines solchen Systemes beide leuchtend, dann werden 

 im Verlaufe einer Periode zwei Verdeckungen eintreten, 

 welche die ganze Periode in gleiche oder ungleiche 

 Theile zerlegen, ersteres bei kreisförmigen und unter 

 Ausnahmebedingungen bei elliptischen , letzteres nur 

 bei elliptischen Bahnen der Componenten. Nur wenn 

 die Sterne eines Systemes einander sehr nahe stehen, 

 wird ihre gegenseitige Bedeckung merklich, auch 

 wenn ihre Bahn schräg zur Sehrichtung liegt; es 

 kann hier immer noch zu einer „partiellen" Ver- 

 finsterung kommen. Je weiter ein Begleiter aber 

 vom Hauptsterne entfernt ist, desto enger mufs sich 

 seine Bahnebene an die Sehlinie anschmiegen, wenn 

 er uns den Hauptstern noch verdecken soll. Bei 

 grölserem Abstände ist die Umlaufszeit im allgemeinen 

 länger. Algolveränderliche von langer Periode werden 

 daher sehr selten sein, da nur ausnahmsweise die 

 Bedingung erfüllt sein wird, dafs die scheinbare Bahn 

 des Begleiters genau durch den Hauptstern hindurch- 

 geht, so dafs dieser zeitweilig verfinstert werden kann. 

 Es giebt nun noch andere „spectroskopische" 

 Doppelsterne , sehr enge Sternpaare von kurzer Um- 

 laufszeit, wie Spica und ß Aurigae, die keine Ver- 



