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Beiträge zur Untersuchung des Lichtwechsels veränderlicher Sterne. 



Die Hamburger Beobachtungen schließen eine gut bestimmte Maxiniuniepoehe ein, 

 die ich zur Ableitung einer neuen Periode verwenden wollte, da die revidierten Elemente 

 von Chandler (A.J. 24.7) im letzten Maximum bereits einen Fehler von +32'' im 

 Sinne B-R übriglassen. Bei der Zusammenstellung der 19 bis auf 1822 zurück- 

 reichenden Epochen größter Helligkeit zeigte es sich, daß der Lichtwechsel von T Pegasi 

 sich in Zwischenzeiten abspielt, die etwa zwischen 360 und 390'* liegen. Ich habe ver- 

 gebens die Beobachtungen durch Einführung eines quadratischen bezw. periodischen 

 Gliedes darzustellen versucht; auch eine Trennung der Beobachtungen in solche vor 

 und nach 1874 führte zu keinem befriedigenden Ziele. Eine Gesetzmäßigkeit in den 

 Schwankungen der Periode von T Pegasi läßt sich zunächst noch nicht erkennen und 

 ich habe es daher vorgezogen, an Stelle der Darstellung der beobachteten Epochen durch 

 irgend ein Elementensystem hier eine Übersicht der Maxima und der aus denselben sich 

 ergebenden Periodenwerte zusammenzustellen. 



Maxima 



J. P. 



.Anz. 

 der P. 



Periode 



1822 Okt. 27: 

 1854 Aug. 20: 

 1861 Okt. 7: 



1864 Nov. 



1865 . 



1866 Okt. 



1869 Nov. 



1870 >. 



1871 V 



1872 » 



1873 ^ 



1874 Dez. 

 1883 Febr 



1896 Juni 



1897 » 



1899 Aug. 



1 900 » 



1 900 >. 



1 90 1 » 

 1904 Okt. II 



5: 



3 

 31 



5 



9 

 16 



13 



23 



21 



7 

 5: 

 14 

 4 

 13: 

 17 

 12: 



2386831: 



2398451: 



2401 056: 



2402 iSi: 

 2402 544 

 2402 906 

 2404 007 

 2404 376 



2404 748 



2405 1 1 1 

 2405 486 

 2405 879 

 2408 849 



2413 716: 



2414 090 



2414 871 



2415 245: 

 2415 249 



2415 609: 



2416 765 



374''S 

 372.1 

 375.0 

 3630 

 362 .0 

 367.0 

 369.0 

 372.0 

 363.0 

 375.0 

 393.0 

 371.2 



374.4 

 374.0 

 390.5 



377.0 



361.0 

 385.3 



Die Lichtänderungen der letzten Epoche sind auf Tafel II graphisch dargestellt. 

 Sie ergeben ein zunächst langsames, dann schnelleres Ansteigen zu dem gut ausgeprägten 

 Maximum; im absteigenden Aste ist an einer Stelle ein Stillstand bezw. eine Ver- 

 langsamung der Lichtabnahme erkennbar. Auf die Ähnlichkeit der Kurve mit derjenigen 

 von RR Persei ist bereits bei der Besprechung dieses letzteren Sterns hingewiesen worden. 

 Die Farbe ähnelt sehr derjenigen von WCoronae; das Mittel der Schätzungen ergibt 

 sie ^4-2, also 3.2 Stufen geringer als bei RR Persei. 



