Nr. 28. 1911. 



N a t ur wissen selia t'l I iclie R u n dschau. 



XXVI. Jahrg. 



359 



der Untersuchungen ist Myers zu der folgenden Er- 

 klärungsweise gelangt. Nach seiner Ansicht besteht 

 ß Lyrae aus zwei ungleich großen und verschieden hellen, 

 gasförmigen Körpern, die umeinander rotieren und sich 

 so nahe stehen, daß sie sich fast berühren. Durch ihre 

 gegenseitige Anziehung sind diese Körper in Ellipsoide 

 ausgezogen worden, so daß sie, nebeneinander gesehen, 

 sehr nahe die Form einer der Poincar eschen Gleich- 

 gewichtsfiguren besitzen. In dieser Lage wird der Stern 

 offenbar im Maximum des Lichtes erscheinen. Bei einer 

 Flotation der Körper um den gemeinsamen Schwerpunkt 

 wird die Helligkeit allmählich abnehmen und ein Mini- 

 mum erreichen, wenn die beiden Sterne hintereinander 

 stehen. Durch passende Annahmen über die' Helligkeits- 

 und Größenverhältnisse läßt sich auf diese Weise in der 

 Tat ein sehr naher Anschluß an die beobachtete Licht- 

 kurve erreichen. 



Diese Erklärung ist ausschließlich auf Grund der 

 photometrischen Beobachtungsergebnisse aufgestellt wur- 

 den. Der Stern zeigt aber auch in spektroskopischer Be- 

 ziehung außerordentlich komplizierte Verhältnisse." 



Durch ilie Hypothese von Myers lassen sich gewiß 

 die zwei Minima und Maxima bei ß Lyrae gut erklären, 

 aber vielleicht weniger gut die Tatsache, auf die auch 

 Kempf binweist, daß die Lichtstärke, im Gegensatz zu 

 den Algolsternen , sich fortwährend verändert. Dieses 

 würde, meiner Ansicht nach, besser erklärt werden können 

 durch die Annahme , daß die beiden Komponenten 

 immer dieselbe Seite einander zukehren, so daß auch die 

 Temperatur auf der Oberfläche ungleich ist und deshalb 

 bei der Rotation immer variiert. Fig. 2 gibt davon eine 

 schematische Vorstellung. 



Fig. 2. 



A und B sind die beiden Komponenten, die sich in 

 der Richtung unserer Gesichtslinie um den gemeinschaft- 

 lichen Schwerpunkt C bewegen und eine ungleiche Licht- 

 stärke haben. Die kälteren Hälften sind schraffiert, li 

 hat, wenn die äußere Hälfte, von d aus gesehen, uns zu- 

 gekehrt und A bedeckt ist, eine Lichtstärke = 4.5, das 

 niedrigste Minimum. Nach einer Drehung von 90", wenn 

 wir zwischen die beiden Sterne durchsehen , bekommen 

 wir das Maximum der Lichtstärke = 3,4. Ist die dunkle 

 Seite von A uns zugekehrt, dann bekommen wir das 

 zweite Minimum = 3,7, nach wieder 90" dasselbe Maxi- 

 mum und nach einer totalen Umdrehung 

 wieder das Minimum 4,5. 



Durch die Bestimmung der Temperatur 

 in den verschiedenen Phasen würde meines 

 Erachtens leicht festzustellen sein, ob die 

 Hypothese von Myers richtig ist oder 

 nicht. Stellt es sich z. B. heraus, wenn 

 wir zwischen die Sterne hindurchsehen, 

 daß nicht bloß die Lichtstärke, sondern 

 auch die Temperatur höher ist als in 

 einer der anderen Phasen, dann würde 

 das für meine Hypothese sprechen und 

 gegen die von Myers. 



Die Lichtkurve von d Cephei bietet einige Schwierig- 

 keiten. — Prof. Kempf sagt hierüber : „ Die charakteristische 

 Eigentümlichkeit des dCephei-Typus besteht darin, daß die 

 Zunahme der Helligkeit wesentlich schneller erfolgt als 

 die Abnahme. Der aufsteigende Zweig der Kurve ver- 

 läuft bei allen Veränderlichen dieser Gruppe ganz regel- 

 mäßig, der absteigende dagegen verhält sich bei den 

 einzelnen Sternen verschieden. Bei S. l\ Cygni z. B. 



Große 

 3,7 



3,8 



3,9 

 4,0 

 4,1 

 4.2 

 4,3 



erfolgt auch die Helligkeitsabnahme vollkommen regel- 

 mäßig, bei d Cephei u. a. tritt dagegen nicht, lange nach 

 dem Maximum ein Stillstand in der Helligkeitsabnahme 

 ein (s. l'ig. 3), und bei noch anderen Sternen, z. B. i; Aipuilae, 

 findet sogar, ähnlich wie bei ß Lyrae, ein richtiges sekun- 

 däres Maximum statt, das aber an Helligkeit wesentlich 

 hinter dem ersten zurückbleibt. Bemerkenswert ist noch, 

 daß bei mehreren Sternen dieser Klasse die Amplitude 

 des Lichtwechsels größer gefunden wurde , wenn man 

 sie auf photographischem Wege bestimmte, als wenn man 

 sie optisch ermittelte." 



Fig. 3. Lichtkurve von d Cephei. 



Was die Ursache von der Erscheinung sein kann, 

 daß bei dem d Cephei-Typus die Zunahme der Helligkeit 

 schneller erfolgt als die Abuahme, darüber wage ich 

 nicht ein Urteil auszusprechen. Vielleicht kehren auch 

 hier die beiden Komponenten stets dieselbe Seite einander 

 zu oder bestehen noch andere Komplikationen. Dagegen 

 glaube ich behaupten zu dürfen, daß die Eigenartigkeit, 

 welche mehrere Sterne dieser Klasse zeigen, daß nämlich 

 die Lichtveränderung, photographisch bestimmt, größer 

 ist, als wenn sie optisch wahrgenommen wird, einer Ver- 

 änderung in der Temperatur zugeschrieben werden muß 

 und deshalb für meine Hypothese spricht. Bekanntlich 

 nehmen bei Erhöhung der Temperatur die chemisch wirk- 

 samen Strahlen stark zu und wird die Wirkung auf die 

 photographische Platte stärker sein als auf das Gesicht. 

 Ferner sagt Kempf: „Bei den Sternen vom CGeminorum- 

 Typus sind die Zeiten der Helligkeitszunahme und -ab- 

 nähme nahezu gleich, so daß die Lichtkurve fast genau 

 einer einfachen Sinuskurve entspricht. 



Die Spektra der Veränderlichen vom d Cephei- und 

 C Geminorum-Typus gehören sämtlich der Klassella an, 

 und es hat sich ferner gezeigt, daß alle diese Sterne, so- 



Fig. 4. Lichtkurve von CGeruinorum. 



weit sie bisher daraufhin untersucht worden sind, spektro- 

 skopische Doppelsterne sind, bei denen die Umlaufszeit 

 gleich der Periode des Lichtwechsels ist. Da in allen 

 Fällen nur das Spektrum der einen Komponente sichtbar 

 ist, so muß die zweite dunkel oder mindestens erheblich 

 schwächer sein als die erste." 



Dieses alles stimmt ziemlich überein mit dem, was 

 ich im Anfang als meine Vermutung ausgesprochen habe. 



