1114 Gesammtsitzung vom 18. December 1902. 
reren Platten sichtbar, wenn dieselben mit der Lupe angesehen wurden; 
bei stärkerer Vergrösserung unter dem Mikroskop verschwand sie aber. 
Die CleveitlinieA4388 (auch A4472) erschien auf einigen Platten dunkel 
eingerahmt, also als Absorptionslinie mit hellen Rändern, ähnlich, wie 
es die Mg-Linie A4352 und die Wasserstofflinien in einigen Stern- 
spectren zeigen. 
Die Messungen konnten sich also nur auf die sehr breite, ver- 
waschene HYy-Linie und auf die beiden matten, breiten Cleveitgaslinien 
A4388 und A 4472 beziehen. Die von mir früher vielfach mit Vortheil 
angewandte Methode, die Genauigkeit der Messungen der breiten, an den 
Rändern verwaschenen Hy-Linie der meisten Spectra der I. Olasse da- 
durch zu erhöhen, dass die Linie mit einem etwas weniger breiten Steg 
überdeckt und derselbe so lange hin und her geschoben wurde, bis die 
verwaschenen Ränder der Hy-Linie des Sternspectrums rechts und links 
von dem Steg gleichweit vorstanden', konnte ich wegen der Schwäche 
der Hy-Linie im Speetrum von oPersei nicht anwenden, nicht ein- 
mal die Messung mit Doppelfaden war aus demselben Grunde ausführbar. 
Dr. Eserıarn hat sich die grösste Mühe gegeben, die Expositions- 
zeit den atmosphärischen Verhältnissen anzupassen, und hat besonders 
auch grosse Sorgfalt auf die Entwickelung der Platten verwendet. 
Die Expositionszeit schwankte zwischen 30 und 60 Minuten; im 
Durchschnitt war sie 40 Minuten. Die Spaltweite betrug bei allen 
Aufnahmen o""'o2. 
Ob bei der neun- bis zehnmal grösseren Lichtstärke des Instru- 
ments der YErkes-Sternwarte und der dadurch bedingten kürzeren Ex- 
positionszeit die Aufnahmen bei derselben Dispersion erheblich besser 
werden können, schien mir bei der besprochenen Eigenthümlichkeit des 
Spectrums fraglich, sonst hätte ich die Untersuchung über den Doppelstern 
o Persei nicht weitergeführt und würde mich damit begnügt haben, aus 
ler Messung an einigen Aufnahmen zu constatiren, dass bei diesem Stern 
innerhalb einer Periode von 4.4 Tagen Änderungen der im Visionsradius 
gelegenen Gesehwindigkeitseomponente von über 200°" vorkommen. 
Über die Messungen möchte ich noch mittheilen, dass ich die 
Verschiebungen der Linien im Sternspeetrum aus der Messung der 
Distanz der drei erwähnten Linien im Sternspeetrum gegen benach- 
barte Linien des Vergleichsspeetrums (Fe) abgeleitet habe. Es wurden 
dabei mindestens 6 Einstellungen auf die Sternlinie, gewöhnlich bei 
20 facher Vergrösserung, ausgeführt; es wurden ferner die Messungen, 
häufig auch unter Anwendung verschiedener Vergrösserung — zwischen 
ı0- und 35 fach —, wiederholt, und endlich wurde stets die Vorsicht 
! Publie. des Astrophys. Obs. Bd. VII S. 38. 
