EVGüthnick und R. Prager: Untersuchung- des Lichtwechsels von ;Lyraöj 22 i 



Fig. 1. Scheinbare Lichtkurve von ß Lyrae. 



sieht man häufig ein Zerfallen der Einzelergebnisse in zwei Unter- 

 gruppen, die eine hoch-, die andere tiefliegend. Die Gruppe der 

 Phase 4 ll 5 hat offenbar nur tiefliegende Beobachtungen. Durch die 

 hochliegenden Beobachtungen konnten wir nun eine strenge /3-Lyrae- 

 Kurve legen, so, daß die Darstellung der Beobachtungen nur wenig 

 zu wünschen übrig ließ. Die berechnete Kurve ist unter Festsetzung- 

 gewisser vereinfachenden Annahmen mittels strenger Formeln erhalten 

 worden, denen eine für die Anwendung bequeme Gestalt gegeben 

 wurde. 



Es sei vorausgesetzt, daß die Helligkeitsverteilung auf den Ober- 

 flächen der beiden Komponenten des Systems ß Lyrae, dessen Spek- 

 trum am Anfang der Spektralreihe steht 1 , eine gleichmäßige sei. und 

 daß ein Radiations-, Reflexions-, oder Periastroneffekt sich nicht be- 

 merkbar mache. Ein Periastroneffekt ist wegen der Geringfügigkeit 

 der aus den spektroskopischen Untersuchungen näherungsweise be- 

 kannten Exzentrizität der Bahn kaum zu erwarten. Von ersteren haben 

 wir keine deutlichen Spuren bemerkt. Man kann solche Effekte übrigens 

 sehr leicht besonders berücksichtigen, wofür wir auf eine im folgen- 

 den öfters zitierte Arbeit von Russell' 2 verweisen. Für die Theorie 

 kommen sie dann nicht weiter in Betracht. 



Die beiden Komponenten des Systems wollen wir uns als in- 

 folge der gegenseitigen Anziehung und ihres geringen Abstandes stark 

 verlängert und näherungsweise ellipsoidisch denken mit beständig in 

 die Verbindungslinie ihrer Mittelpunkte fallenden großen Achsen. Das 

 Verhältnis der großen Achsen der Ellipsoide zu den zweiten, in der 



' Nach P,. II. (Yin.ss. I'ul.l. AJlegh. Obs. Bd. 2. Nr- ii- ist das jSpektrum der 

 heileren Komponente WS. das der schwächeren gehört ebenfalls dem Heliumtypus an. 



- II. N.-KrsÄKi.i.. On tbe determiriation : of the elemVnfe'bf eblfpsing variable 

 Stars. Astrophys. Journ. 35.315: 36.54- 



