242 Sitziuig der phvs.-math. Klasse vom 8. März L917. - Mitt. 



Große Halbachse der kleinen Komponente 8.34 Mill. km 



Kleine » » » » 6.72 » » 



m a :m A = 0.05 (Maximalwert) 



m A -+-m a = 9.73 (Maximalwert) 



Dichte der größeren Komponente 0.0011 I 



, , . , Minimal werte. 



» kleineren » 0.0004 ) 



Angesichts der spektroskopischen und der Intensitätsverhältnisse 

 isl es bedenklich, daß sich für die kleine Komponente relativ und 

 absolut eine so geringe Dichte ergibt. Mit dem Massenverhältnis 1 : 1 

 erhält man für die kleine Komponente die Dichte 0.0037. für die 

 größere 0.00055. Die Radien der Photosphären der beiden Kompo- 

 nenten sind wohl noch merklich kleiner als die obigen, dement- 

 sprechend die wirklichen Dichten größer. Die aus dem Massenver- 

 hältnis 1 : 20 folgende Dichte der größeren Komponente entspricht dem 

 1.2 fachen der Dichte atmosphärischer Luft bei o° Temperatur und 

 760 mm Druck. Der kleinste Abstand der Oberflächen der Kompo- 

 nenten ist 10.3 Mill. km oder rund ' - des Abstandes des Merkur von 

 der Sonnenoberfläche. 



Die Annahme geometrischer Ähnlichkeit der Komponenten wird aus 

 theoretischen Gründen später wahrscheinlich verlassen werden müssen. 

 wodurch allerdings die Formeln ganz erheblich verwickelter werden, 

 um so mehr, als dann auch dreiachsige Ellipsoide einzuführen sind. 



Schließlich sei noch auf die Ähnlichkeit des physischen Licht- 

 wechsels von ,3 Lyrae — abgesehen von seinem weit geringeren Um- 

 fang und schnellerem Verlauf - mit dem Licht Wechsel der bekannten 

 unregelmäßigen Veränderlichen R Coronae borealis 1 und der ihm ver- 

 wandten Sterne, sowie A Persei"' hingewiesen. In beiden Fällen be- 

 steht nach dem bisher vorliegenden Beobachtungsmaterial für die Hellig- 

 keit eine bestimmte obere Grenze, die den normalen Zustand darzu- 

 stellen scheint. Die Schwankungen gehen im wesentlichen nur nach 

 der positiven Seite der Größenskala. Eine Ähnlichkeit besteht weiter 

 darin, daß die Spektren dieser Sterne, wenigstens zeitweise, ebenfalls 

 Emissionslinien enthalten. Das Spektrum von R Coronae ist zur Zeit 

 der normalen Helligkeit wahrscheinlich F — G , das von X Persei F s . 



1 Ludexdobff, Publ. Potsd. Bd. 19. 

 - Müller und Kempf, A. N. 4186. 

 3 Li i.i mm,, mi. a. a. < ).. und Harv. Ann. Bd. 55 und 56. 



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