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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. I. Nr. 26 



Photographie daher auf sie keinen Einfluss üben kann. 

 Ueberdies sind doch nur die helleren neuen Sterne von 

 hervorragendem Interesse, nicht nur weil sie bei gleicher 

 Geschwindigkeit der Lichtabnahme länger sichtbar bleiben, 

 wie schwache Objekte dieser Art, sondern auch weil sie 

 infolge ihrer grösseren Helligkeit subtilere Untersuchungen 

 mit dem Spektroskop gestatten. 



Ein sehr heller neuer .Stern wurde wieder am 

 21. Februar 1901 im Sternbild des Perseus von T. D. An- 

 derson zu Edinburg entdeckt.*) Die Nova, welche bei 

 ihrer Entdeckung ungefähr der dritten Grösse war, nahm 

 mit solcher Rapidität an Lichtfülle zu, dass sie bereits 

 am nächsten Abende dem Procyon an Helligkeit gleich- 

 kam und von mehreren Beobachtern als auffälliges Ob- 

 jekt gesehen wurde. Am Abende des 23. Februar hatte 

 die Nova bereits die Lichtstärke der Capella erreicht und 

 nahm bis gegen Mitternacht, wo sie in ihrem grössten 

 Lichte stand, noch weiterhin zu. Von da ab begann sie 

 langsam zu verblassen, bis sie im August desselben Jahres 

 mit ungefähr der 6. — 7. Grösse konstant blieb. 



Im Laufe der ganzen Erscheinung hat die Nova Persei 

 eine Reihe interessanter Vorgänge konstatieren lassen, 

 welche im Zusammenhang mit den spektroskopischen Be- 

 obachtungen wichtige Stützpunkte der Wilsing'schen Er- 

 klärungsweise der Spektra neuer Sterne abgeben werden. 

 Um alle Beobachtungen in unserer Besprechung eingehend 

 würdigen zu können und trotzdem den Ueberblick nicht 

 zu verlieren, wollen wir lieber, da es doch nicht angehen 

 würde, die Beobachtungen über die Helligkeit von den 

 Spektralbeobachtungen zu trennen, die ganze Erscheinung 

 in mehrere Zeitabschnitte teilen und diese für sich be- 

 handeln. 



Wie schon oben erwähnt, wurde die Nova am 

 21. Februar 1901 um 15'' 34" mittl. Berhner Zeit von 

 T. D. Anderson in Edinburg als Stern der 27. Grösse 

 entdeckt. Die eigentlichen Beobachtungen begannen aber 

 erst in der näclisten Nacht, als der Telegraph die Kunde 

 von der Entdeckung bereits in alle Länder getragen hatte. 

 Die Position der Nova am Himmel wurde bald nach ihrer 

 Entdeckung von Ristenpart, Ebert und Möller in Kiel, 

 sowie von Scheller in Hamburg durch Meridiankreis- 

 beobachtungen genau festgelegt. Als Mittelwert aus diesen 

 Bestimmungen ergab sich in schöner Uebereinstimmung: 



AR == 3>> 24-" 28s-ii D = + 430 33' 53"-6 . . . 

 mittl. Aequ. iQOfO. 



Für das schon erwähnte, ungemein rasche Aufflammen 

 des Sternes spricht besonders der Umstand, dass Hartwig 

 in Bamberg noch am Abend des 21. Februar, also einige 

 Stunden vor der Entdeckung, den Lichtwechsel des Eros 

 beobachtet hatte und die Nova nach seiner Versicherung 

 bestimmt gesehen haben müsste, wenn sie bereits von 

 der 3. Grösse gewesen wäre. Auf dem Harvard-college- 

 observatory **) war am 19. Februar die Gegend des 

 Himmels, wo die Nova steht, mit 66 Minuten Exposition 

 photographisch aufgenommen worden [12'' 10"* bis 

 13'' 16" mittl. Berliner Zeit]. Obwohl diese Aufnahme 

 noch alle Sterne bis zur 11. Grösse zeigt, ist doch auf 

 derselben von der Nova keine Spur zu bemerken. Auch 

 Harvardaufnahmen vom 2., 6., 8. und iB.Februar 1901, sowie 

 auch Aufnahmen aus dem Jahre 1894, welche die Sterne 

 bis zur I2'5 Grösse zeigen, enthalten in der Position der 

 Nova nicht das geringste Anzeichen eines noch so win- 

 zigen Sternchens. ***) 



Die Beobachtungen der nächsten Zeit (Entdeckung 



*) In Harvard College observatory Cirkular Nr. 59 nennt Pickering 

 den Stern „Nova Persei II", weil von Fleming im Jahre 1S87 im Stern- 

 bild des Perseus ein Stern mit hellen Linien im Spektrum entdeckt wor- 

 den war, welcher später verschwand. 

 **) Cirkular Nr. 56. 

 ♦♦*) Harvard College observatory Cirkular Nr. 56. 



bis 6. März) sind übersichtlich in der folgenden Tabelle I 

 dargestellt. 



Schon am 22. Februar hatte die Harvard-Sternwarte 

 mit den Beobachtungen begonnen*) und nicht weniger 

 als 18 Aufnahmen zur Bestiinmung der photographischen 

 Helligkeit des neuen Sternes erzielt. Aus ihnen ergab sich 

 als Gesamtresultat, dass die Nova damals photographisch 

 ungefähr 0'3 Grössenklassen schwächer war als a Aurigae. 

 Das Spektrum zeigte sich auf Harvardaufnahmen kon- 

 tinuierlich und glich dem eines Sternes vom Oriontypus. 

 Es war von 33 Absorptionslinien durchzogen, von denen 

 wir die Linien 



He:1 = 397-0 ^m 



Hd 4102 „ 



412-6 „ (.Si?) 



Hy 434-1 „ 



447-0 „ (Cleveit ?) 



b 448-1 „ (Mg) 



Hß 486-2 „ 



hervorheben wollen. Bei genauerer Betrachtung zeigte 

 es sich, dass die Linien l =- 397-0 /((/, 410-2 uu, 434-1 /'/', 

 448-1 /(/< und 486-2 /(/< an der brechbareren Kante eine 

 helle Anlagerung enthielten, während eine andere Linie 

 von der Wellenlänge A ^ 466-5 /(,« nach der weniger brech- 

 baren Seite hin aufgehellt war und dort eine Nachbar- 

 linie in A = 466-0 ///( erkennen liess. 



Am Abende des nächsten Tages (23. Februar) war 

 es zu Cambridge leider ziemlich bewölkt, sodass an ge- 

 nauere Beobachtungen nicht gedacht werden konnte. Doch 

 liess sich wenigstens soviel erkennen, dass die K-Linie, 

 welche am vorhergehenden Abende gefehlt hatte, nun- 

 mehr vorhanden und bereits so intensiv war, wie die 

 Linie He. 



Duner in Upsala**) fand an diesem Abende das 

 Spektrum übereinstimmend mit dem \on T Aurigae, also 

 die dunklen Linien H, C und F an der roten Seite von 

 einer Emissionslinie begleitet. Auch die D-Linie konnte 

 Duner mit dem Okularspektroskop sehen, doch war nicht 

 zu erkennen, ob die Heliumlinie D.., eine Einissions- 

 linie war. 



An demselben Abende hatte das astrophysikalische 

 Observatorium zu Potsdam mit den Beobachtungen be- 

 gonnen. ***) Dr. Hartmann gelangen zwei Aufnahmen mit 

 dem Spektrographen I von schwacher Dispersion am 

 grossen Refraktor von 80 cm Oeffnung. Das Spektrum, 

 welches sich von der Wellenlänge A = 374 f.t^i bis A = 

 580 |<|tt erstreckt, liess eine Reihe von breiten und 

 schwachen Absorptionsbändern erkennen und überdies 

 zwei schmale, scharfe Linien von den Wellenlängen: 



A ^= 393'4 ,«;« und A = 396-9 f^i^i. 

 Wahrscheinlich waren es die Calciumlinien H und K. Im 

 übrigen war das Spektrum kontinuierlich und vom Typus 

 Klasse I, ähnlich dem von ö Orionis. Blau und Violett 

 zeigten sich besonders stark. Die beiden von Hartmann 

 gemessenen scharfen Linien ergeben mit den Calciumlinien 

 H und K identifiziert eine Geschwindigkeit des Sternes 

 in der Gesichtslinie von -|- 18 km. Die H-Bänder zwischen 

 Hß und H-A schienen vollzählig vorhanden zu sein, ebenso 

 die Magnesiumlinie b in A = 448-1 ^t^t, sowie die zwei 

 Siliciumlinien A = 385-6 f-ifi und A = 412-8 ,«,«. Diese 

 Linien würden ihrer Verschiebung nach eine Geschwindig- 

 keit von nicht weniger als — 717 km relativ zur Sonne 

 ergeben haben. 



Mit dem Spektrographen IV von starker Zerstreuung 

 hat Dr. Ludendorff am Refraktor von 32 cm Oeffnung 

 vier Aufnahmen der Spektralgegend von A ^ 404 ,«/< bis 



*) Harvard College o 

 **) Astron. Nachr. Nr 

 ♦»*) AN Nr. 3693. 



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