Vogel: Über Spectnuu iiiid Bewogiuig von « Aquilae. ('ll 



trum gehört zur Cla.sse Ia3, die Wasserstoft'linien .sind durch die Druck- 

 und Temperatarverhältnisse in der Atniospliaere des vSterns stark ver- 

 breitert, sie erscheinen noch mn ein Weniges mehr verwaschen durch 

 die Rotation des Sterns. Ausser den WasserstoffHnien sind die Linien 

 der Specti-a zahh-eicher Metalle vorhanden, und die Atmosphaere des 

 Sterns nähert sich in Bezug auf ihre Zusammensetzung derjenigen der 

 Sterne der IL Spectralclasse. Die sämmtlichen Linien sind aber in Folge 

 einer stärkeren Rotation verbreitert, so dass sich aus nahe zusammen- 

 stehenden Linien einzelne verwaschene Bänder bilden, kräftigere, isolirt 

 stehende Linien aber verwaschen erscheinen. 



Damit man sich über die Grösse der Rotationsgescliwindigkeit, 

 durch welche der besprochene Effect des ZusammenÜiessens eng stehen- 

 der Linien in Bänder hervorgebracht werden könnte, eine Vorstellung 

 machen kann, führe ich Folgendes an. 



In linienreiehen Gegenden des Sonnenspectruuis ist der Wellen- 

 längen-Unterschied zwischen den einzelnen Linien im Durchschnitt 

 0.04 /i/i; unter der Annahme, die Linien ständen gleich weit von ein- 

 ander ab, würde eine Rotationsgeschwindigkeit von 13.5 km ausreichen, 

 die Linien so zu verbreitern , dass sie sich theoretisch gegenseitig be- 

 rührten. In Folge der ausserordentlich geringen Intensität, welche die 

 Linien an ihren Rändern besässen, würden sie noch getrennt erschei- 

 nen, bei dem doppelten Betrag der Rotationsgescliwindigkeit dürfte 

 aber ein thatsächliches Zusammenfliessen der Linien bei den gedachten 

 Abständen vorauszusetzen sein. 



Die Rotationsgeschwindigkeit eines Punktes des Sternaequators 

 von 27km würde nun allerdings dreizehnmal so gross sein, als die eines 

 Punktes des Sonnenaequators, dagegen nur doppelt so gross, als die 

 eines Punktes des Jupiteraequators , und sie kann deshalb wohl kaum 

 als unwahrscheinlich angesehen werden. 



Gibt man aber die Möglichkeit einer Rotationsbewegung bei Ster- 

 nen von dem angegebenen Betrage zu, so drängt sich unwillkürlich 

 die Frage auf, weshalb bisher nur bei drei oder vier Sternen ein 

 Spectrum beobachtet wurde, aus dessen Beschaffenheit man auf eine 

 schnellere Rotation des betreffenden Sterns schliessen könnte. Hier 

 ist zunächst anzuführen , dass hierüber entscheidende Beobachtungen 

 nur bei Anw^endung sehr starker Zerstreuung möglich sind und bisher 

 nur 50 der hellsten Sterne, die in Potsdam beobachtet wurden, in 

 Frage kommen können. Weiter ist zu erwägen, dass, wie bei den 

 engen Doppelsternen . die nur mit Hülfe des Spectroskops als solche 

 erkannt werden können, noch die Bedingung hinzukommt, dass bei 

 den ersteren die Bahnebene, bei den letzteren der Aequator einen 

 möglichst spitzen Winkel mit dem Visionsradius einschliessen muss. 



