N. F. I. Nr. 27 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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E. von Gothard*) konstatierte /.ucrst am 6. April 

 an einem lo'/j zölligen Reflektor die Veränderungen, 

 welche das Novaspektrum zeigte. Damals war das kon- 

 tinuierliche Spektrum kaum erkennbar. Gothard schrieb 

 diesen Umstand lediglich der Lichtabnahme des Sternes 

 selbst zu, welcher zu dieser Zeit gerade im Minimum 

 stand. Statt der hellen //C-Linie (A = 388-9 fi,u) war eine 

 starke Linie sichtbar, welche Gothard öfter in den plane- 

 tarischen Nebeln gefunden hatte. Ihre Position in diesen 

 letzteren ist: A = 3860 1.11.1. Diese Linie war die inten- 

 sivste im ganzen Spektrum. 



Am 8. April sah Gothard das Spektrum neuerdings 

 kontinuierlich und so hell, dass zwei Minuten Exposition 

 an diesem Tage dasselbe leisteten, wie 10 Minuten am 

 26. April. 3 Tage später, am il. April, fiel Gothard 

 eine ultraviolette Linie bei l = 342'0 fifi auf und eine 

 zweite, welche ebenso kräftig war. Eine etwas schwächere 

 Linie stand bei X = 339-0 /(/(. Auch die Nebellinie war 

 sichtbar. 



Am 18. April war die Nebellinie und die ultraviolette 

 Linie verschwunden, das Spektrum war kontinuierlich und 

 gleich dem vom 31. März und 8. April. Am 25. April 

 als dem Tage eines Minimums war die Linie A = 342-0 .«/( 

 wieder deutlich sichtbar. Am 27. April zeigte sich die 

 Nebellinie noch im Uebergangsstadium, während die ultra> 

 violette Linie bereits verschwunden war. Das Spektrum 

 selbst war sehr stark kontinuierlich. Schon am nächsten 

 Tage (28. April) war das kontinuierliche Spektrum sehr 

 schwach geworden, aber die ultraviolette Linie fehlte noch. 

 Am 29. April, wo der Stern wieder im Minimum 

 war, zeigte sich die Nebellinie wieder als die hellste, und 

 auch die ultraviolette Linie war bereits sichtbar. Das 

 kontinuierliche Spektrum war so matt, dass es kaum er- 

 kannt werden konnte. 



Aus diesen Beobachtungen E. v. Gothards geht mit 

 Sicherheit hervor, dass die Nebellinie und die ultraviolette 

 Linie nur dann erschienen, wenn der Stern im Minimum 

 stand und ein Gasspektrum zeigte. Man kann aus ihnen 

 auch schliessen, dass der Stern länger im Zustande des 

 gasförmigen Spektrums verweilte. Sidgreaves meint über- 

 haupt, dass die gasförmige Strahlung immer bestehe und 

 nur scheinbar durch das kontinuierliche Spektrum ver- 

 ändert, aber eigentlich nur überlagert werde. Die kon- 

 tinuierliche Radiation wäre dann also eigentlich diejenige, 

 welche den Zusammenhang mit den Helligkeitsschwan- 

 kungen zeigt. 



*) AN 3713- 



Wir wollen nun noch sehen, welche Veränderungen 

 weiterhin im Spektrum der Nova vor sich gingen, bevor 

 wir daran gehen, an der Hand der Spektralbeobachtungen 

 eine Erklärung für die Erscheinungen dieses Zeitraumes 

 der Helligkeitsschwankungen zu suchen. 



Nach Pickering*) glich das Spektrum am 19. Juni 

 bereits vollständig dem des Gasnebels N.G.C. 3918. Doch 

 war die Nebellinie, deren Wellenlänge X = 500-7 /.ifi ist, 

 ungefähr achtmal intensiver, wie die Hß-Unie im Nebel; 

 im Novaspektrum waren beide Linien von derselben 

 Helligkeit. Die Linie He, lid, Hy und Hß und drei andere 

 Linien bei den Wellenlängen X = 386-9 /.tu, 468-8 fiii und 

 498-9 fifi zeigten im Nebel und in der Nova die gleiche 

 Helligkeit. 



So hatte die Nova also jetzt bereits jenen Zustand 

 erreicht, welcher das Ende des Lebenslaufes der „neuen 

 Sterne" darzustellen scheint. Wenn wir versuchen -wollen, 

 die Helligkeitsschwankungen im Zusammenhang mit den 

 Aenderungen des Spektraltypus zu erklären, so können 

 wir uns der von Sidgreaves ausgesprochenen Meinung, dass 

 nur das kontinuierliche Spektrum die Veränderungen auf- 

 weise, während die gasförmige Radiation unveränderlich 

 sei, ohne weiteres und mit Erfolg anschliessen. Es würde 

 dann daraus folgen, dass sich nach den auf dem Stern in 

 der ersten Zeit seines Aufflammens vor sich gegangenen 

 Umwälzungen eine Atmosphäre selbstleuchtender Dämpfe 

 um denselben gebildet habe, in welcher Schichtungen 

 statfgefunden haben. Wir haben schon oben gesehen, wie 

 Vogel mit Hilfe dieser Schichtungen den sonderbaren 

 Charakter des Spektrums in den ersten Tagen der Ent- 

 deckung erklärt hat. 



Die an der Oberfläche des Sternes liegenden Schichten 

 glühender Gase mussten unter dem ungeheuren Druck 

 der auf ihnen lastenden Gasmassen ein kontinuierliches 

 Spektrum geben, während die oberen Schichten, welche 

 im Zustande starker Verdünnung verharren konnten, das 

 gasförmige Spektrum lieferten. Denken wir uns nun, 

 dass durch die Revolutionen, welche das Aufflammen des 

 Sternes verursacht haben, gleichzeitig auch ungeheure Ge- 

 zeitenbewegungen in der Lufthülle desselben hervorgerufen 

 wurden, so musste das von den unteren Atmosjihären- 

 schichten oder von der vielleicht glühenden Oberfläche 

 des Sternes ausgestrahlte kontinuierliche Licht umsomehr 

 periodischen Absorptionen durch die oberen Gasschichten 

 unterliegen, je mehr die Lichtstrahlen der Nova im ganzen, 

 also ihre Helligkeit abnahm. Es ist durchaus nicht un- 

 möglich, dass die Helligkeitsschwankungen, welche erst 

 gegen den 16. März entdeckt wurden, schon viel früher 

 begonnen haben, dass sie vielleicht schon von Anbeginn 

 der ganzen Erscheinung an vorhanden waren. Jedenfalls 

 aber' war ihre Amplitude vor dem 16. März derart gering, 

 dass die veränderte Helligkeit von keinem Einfluss auf 

 die Sichtbarkeit des kontinuierlichen Spektrums sein 

 konnte. Keinesfalls haben aber vielleicht vorhandene 

 Helligkeitsschwankungen die Hälfte einer Grössenklasse 

 erreicht. Wenn die Schwankungen bis zu diesem Betrage 

 gestiegen wären, so hätten gewiss mehrere Sternwarten, 

 an denen in jeder Nacht mehrere Bestimmungen der 

 Grössenklassen der Nova vorgenommen wurden, so be- 

 sonders das Radcliffeobservatory zu Oxford, diese That- 

 sache erkennen müssen. Dort, wo man schwache Ver- 

 änderungen vermuten möchte, fehlt aber wieder jedwede 

 Regelmässigkeit, sodass schon in dem Fehlen einer sich 

 wenigstens einigermassen gleichbleibenden Periode oder 

 stetig verlaufenden Lichtkurve die Kennzeichnung der- 

 artiger Unterschiede in den Beobachtungen als Beobach- 

 tungsfehler liegt. 



*) Harvard-coUege-observatory-Cirkular Nr. 59. 



