XXVI. Jahr« 



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lull. Nr. 28. 



jedem Unilauf abwechselnd die wärmere und die kältere 

 Hälfte uns zugekehrt sein und die Lichtstärke regelmäßig 

 variieren. Hierbei muß angenommen werden, daß die 

 Temperatur des für uus sichtbaren Sterns am heißesten 

 in der Mitte von jener Seite ist, welche dem Komponenten 

 zugekehrt ist, und mehr oder weniger regelmäßig nach 

 der gegenüberliegenden Seite abnimmt, wiewohl ich mir 

 über die Wärmeverteilung nicht gern ein Urteil an- 

 maßen will. 



Die Lichtstärke muß dann bei der Umdrehung regel- 

 mäßig zu- und abnehmen, wie dies auch bei der Klasse 

 von Variabein, wozu der von Nordmann angedeutete 

 Stern gehört, der Fall ist. 



Beispiele einer solchen Temperaturdifferenz zwischen 

 den beiden Hälften eines Himmelskörpers finden wir iD 

 unserem eigenen Sonnensystem , nämlich beim Merkur. 

 Dieser Planet vollbringt seinen Lauf um die Sonne in 

 81 Tagen, dreht sich aber, wie sehr wahrscheinlich ist, 

 auch in derselben Zeit um seine Achse, so daß immer 

 dieselbe Seite der Sonne zugekehrt ist. Arrhenius 

 („Das Werden der Welten") nimmt au, daß die Seite, die 

 stets von der Sonne abgekehrt ist, wahrscheinlich den 

 absoluten Nullpunkt ( — 273") erreicht haben wird, während 

 er berechnet hat, daß die andere, stets von der Sonne 



Anzahl der Tage rom Hauptminimuui an gerechnet 



Größe 



3.4 

 3.5 

 3.6 

 3.7 

 3.8 

 3.9 

 4.0 

 4.1 

 4.2 

 4.3 

 4,4 

 4.5 



Fig. 1. Lichtkurve von ß Lyrae. 



beschienene Hälfte eine Temperatur von ungefähr 400° 

 haben muß, also ein Unterschied an beiden Seiten von 

 673°. Wenn nun der Unterschied zwischen den beiden 

 Seiten von Merkur schon beinahe 700° beträgt, während 

 sein Abstand von der Sonne viel größer sein muß als der 

 von Nordmann bezeichnete Stern von seinem Kompo- 

 nenten, um welchen er sich in ungefähr 5 Tagen bewegt, 

 dann kann ein Temperaturunterschied von 2400" gewiß 

 nicht unwahrscheinlich genannt werden. 



Selbst bei dem Mond, von dem eiu Teil ungefähr 

 14 Tage ununterbrochen von der Sonne beschienen wird, 

 um danach ebenso lange von der Sonne abgewendet zu 

 sein, herrscht dadurch eiu ansehnlicher Temperaturunter- 

 schied. Während nach Arrhenius die Pole und die von 

 der Sonne abgewendeten Teile eine Temperatur erreichen 

 können, die nicht weit von dem absoluten Nullpunkt ent- 

 fernt ist, steigt dieselbe nach seiner Berechnung auf 

 den heißesten, von der Sonne beschienenen Punkten bis 

 zu 150°. 



Lord Rosse fand, wie von Arrhenius angegeben 

 wird, daß die von der Sonne beschienene Scheibe bei Voll- 

 mond ebensoviel Wärme ausstrahlt wie eiu schwarzer 

 Körper von 110", während eine spätere Bestimmung des 

 Amerikaners Very zu beweisen scheint, daß der heißeste 

 Punkt des Mondes ungefähr 180" ist, also noch 30" höher 

 als die von Arrhenius berechnete Temperatur. 



Nun ist es sicher nicht unwahrscheinlich, daß unter 

 der großen Anzahl von Doppelsternen, die oft sehr nahe 

 beieinander stehen und deshalb stark aufeinander ein- 

 wirken, nicht bloß einer der Kompouenten sich in der- 

 selben Zeit um seine Achse dreht, als er seine Bahn um 

 den gemeinschaftlichen Schwerpunkt beschreibt, vielmehr 

 daß dies beide tun, so daß sie immer dieselbe Seite ein- 

 ander zukehren. Die einander zugekehrten Seiten werden 

 dann am heißesten und am hellsten sein und die anderen 

 Hälften dunkler, wobei dann, was die Abwechselung in 

 der Lichtstärke betrifft, allerlei Variationen auftreten 

 können, nämlich je nachdem beide Sterne eine gleiche 

 oder ungleiche Temperatur haben oder die Bahn, welche 

 sie beschreiben, mit unserer Gesichtslinie zusammenfällt 

 oder nicht, so daß sie sich bei ihrem Umlauf bedecken 

 oder nicht. 



Die hellste Phase wird wahrscheinlich dann auftreten, 

 wenn die Linie, welche die beiden Sterne verbindet, senk- 

 recht steht zu unserer Sehlinie, wenn wir also zwischen 

 den beiden Sternen hindurchsehen. 



Ich habe nun nachgeforscht, auf welche Typen von 

 variablen Sternen diese Hypothese passen könnte, habe 

 mich aber, wegen Mangel an Zeit, auf die kurze Be- 

 schreibung beschränken müssen, die Prof. Kempf davon 

 in dem unlängst erschienenen Werk: Newcomb- 

 Engelmanns populäre Astronomie, 1911, gibt. 

 Wie mir scheint, läßt sich die vierte Klasse von 

 Pickering, zu der auch if Cephei gehört und 

 in der alle Sterne spektroskopische Doppelsterne 

 zu sein scheinen, dadurch sehr gut erklären. 



Prof. Kempf gibt von dieser Klasse, nach- 

 dem er erst den Algol- Typus besprochen hat, 

 die folgende Beschreibung: „Die Veränderlichen 

 der vierten Klasse zeichnen sich ebenfalls durch 

 verhältnismäßig kurze Perioden, sowie durch 

 große Regelmäßigkeit in dem Verlaufe ihrer 

 Licht Veränderungen aus. Von den Algolsternen 

 unterscheiden sie sich aber dadurch, daß ihre 

 Helligkeit sich beständig ändert und nicht wie 

 bei jenen nur zu gewissen Zeiten. Man rechnet 

 zu dieser Klasse, von der bis jetzt etwa 

 100 Sterne bekannt Bind, uur diejenigen Varia- 

 beln, deren Periodenlänge 1 bis 2 Monate nicht, 

 übersteigt; bei den meisten beträgt sie aber 

 nur wenige Tage und bei einigen sogar nur 

 wenige Stunden.... Nach der Art des Licht- 

 wechsels kann man bei den Sternen dieser 

 Klasse vier verschiedene Typen unterscheiden : 

 den ß Lyrae-Typus, den C Geminorum-Typus, den cf Cephei- 

 Typus und den Antalgol-Typus. 



Vom ß Lyrae-Typus sind bisher nur sehr wenige Va- 

 riable bekannt; der Hauptvertreter ist der Stern ß Lyrae, 

 von dem die Gruppe auch den Namen erhalten hat. 



Dieser Veränderliche besitzt eine Periode von 12 ll 21'', 8, 

 die aber durch ein 6,5 Tage nach dem Hauptminimuui 

 eintretendes, nicht ganz so tiefes, sekundäres Minimum 

 in zwei Teile zerlegt wird, so daß man es also mit einer 

 Doppelperiode zu tun hat. Fig. 1 gibt die Form der 

 Lichtkurve von .'(Lyrae; im Hauptminimum besitzt der 

 Stern die Größe 4,5, im Nebenminimum 3,9 und in den 

 beiden Maximis 3,4. Die Gesamtlänge der Periode ist 

 übrigens kleineu periodischen Schwankungen unterworfen, 

 auch scheint ein säkulares Anwachsen stattzufinden. 



ß Lyrae ist spektroskopisch als Doppelstern erkannt 

 worden , und zwar treten bei ihm, wie Messungen der 

 Radialbewegungen zeigen, die Minima des Lichtes eiu, 

 wenn die beiden Sterne hintereinander stehen. 



Der Lichtwechsel wird also jedenfalls durch den Vor- 

 übergang des Begleiters hervorgerufen, und zwar muß 

 dieser Begleiter, weil während einer Periode zwei Minima 

 eintreten, ebenfalls hell sein. Da es aber in der Hellig- 

 keitsänderung keine Zeit konstanten Lichtes gibt, so 

 kann es sich hier nicht um einen so einfachen Vorgang 

 wie bei den Algolsternen handeln. Auf Grund eingehen- 



