534 Sitzung der physikalisch - mathematischen Classe vom 10. März 1904. 



ihre Entstehung nicht auf der Nova selbst, sondern in einer in der 

 Gesichtslinie liegenden Nebelmasse hätten, eine Ansicht, die durch die 

 spätere Entdeckung der Nebel in der Umgebung der Nova nur an Wahr- 

 scheinlichkeit gewonnen hat. Auch bei ^Orionis ist es nicht unwahr- 

 scheinlich , dass die Wolke in Zusammenhang mit den ausgedelinten 

 Nebelmassen steht, welche von Barnakd^ in der Umgebung nachge- 

 wiesen wurden. Die zweite Calciumlinie X 3969 wird im Spectrura von 

 S Orionis durch die breite Wasserstofflinie He überdeckt und kann 

 daher nicht beobachtet werden. 



Auf eine weitere eigenthümliclie Erscheinung möclite ich an die- 

 ser .Stelle noch aufmerksam machen. Berechnet man die Comj^onente 

 der Sonnenbewegung Vq nach Campbell's vorläufigen Elementen der 

 Apexbewegung", so erhält man: 



für 5 Orionis y"0=:+i8.i km 

 » Nova Persei +8.7 » 



Beide Zahlen stimmen innerhalb der Beobachtungsfelder mit der 

 beobachteten Geschwindigkeit der Galciumwolken überein , so dass sich 

 also diese Wolken in beiden Fällen fast in vollkommener Ruhe (relativ 

 zu den 280 von CAjrPBELL benutzten Fixsternen) befinden. 



An welcher Stelle der Visirlinie die Nebelmasse liegt, lässt sich 

 nicht ermitteln; um ihre seitliche Ausdehnung zu bestimmen, wird 

 man die Spectra der benachbarten Sterne, namentlich solcher mit ver- 

 änderlicher oder stark abweichender Geschwindigkeit, auf das Vorkom- 

 men der Calciumlinie zu prüfen haben. In den Spectren von e und 

 f Orionis ist diese Linie vorhanden, doch kann man, da die Geschwin- 

 digkeit dieser Sterne nur wenig von der oben angegebenen Bewegung 

 der Wollte abweicht, ihre Zugehörigkeit zum Spectrum des Sterns oder 

 der Wolke nicht entscheiden. 



Auch die übrigen Linien der Tabelle III habe ich in gleicher Weise 

 auf ihr Verhalten geprüft, jedoch bei keiner etwas Ahnliches nach- 

 weisen können. 



Nach diesen Bemerkungen über das Spectrum von ^Orionis wende 

 ich mich nunmehr zur Bahnbestimmung. 



Durch die Beobachtungen, a\ eiche im Februar 1902 an sieben 

 auf einander folgenden Tagen gelangen (s. Tabelle 1), wurde zunächst 

 zweifellos erwiesen, dass die Periode nicht i'!92, sondern 5 bis 6 Tage 

 beträgt. Dass nicht etwa, wie Deslandres vermuthete, eine noch 



' E. E. Barn.ird, Diffused Nebiilosities in the Heavens. Astiophj's. Journ. 17, 

 77» 1903- 



'' W. W. Campbeli,, A Preliminary Determination of the Motion of tlie Solar 

 System. Astropliys. Journ. 13, 80, 1901. 



