92 



Hans Rosenberg, 



>8] 



1:;. 



a Lyrae 



a Anrigae 



,9 OrioDis 



Typus II 



(3Iaury) 



1 :;. 



a Lyrae 



a Auiigae 



ß Oriouis 



Typus 11 

 (Maury) 





mK 



mir 



mc 



mg 





mff 



11) gr 



Uli; 



mu- 



2250 



+ 0.89 



+ 0.23 



+ 0.66 



1.20 



2600 



+ 1.10 



-0.49 



+ 1.04 



1.63 



60 



+ 0.90 



+ 0.21 



+ 0.67 



1.21 



10 



+ 1.09 



-0.45 



+ 1.07 



1.67 



70 



+ 0.90 



+ 0.19 



+ 0.68 



1.22 



20 



+ 1.08 



-0.40 



+ 1.12 



1.73 



80 



+ 0.91 



+ 0.17 



+ 0.69 



1.23 



30 



+ 1.07 



-0.35 



+ 1.18 



1.78 



90 



+ 0.92 



+ 0.15 



+ 0.69 



1.24 



40 



+ 1.05 



-0.30 



+ 1.23 



1.85 



2300 



+ 0.93 



+ 0.13 



+ 0.70 



1.25 



50 



+ 1.02 



-0.22 



+ 1.30 



1.92 



10 



+ 0.94 



+ 0.11 



+ 0.70 



1.26 



60 



+ 1.00 



-0.14 



+ 1.35 



2.00 



20 



+ 0.95 



+ 0.09 



+ 0.71 



1.27 



70 



+ 0.98 



- 0.05 



+ 1.40 



2.09 



30 



+ 0.95 



+ 0.06 



+ 0.72 



1.28 



80 



+ 0.96 



0.00 



+ 1.45 



2.20 



40 



+ 0.96 



+ 0.04 



+ 0.73 



1.29 



90 



+ 0.92 



+ 0.07 



+ 1.50 



2.29 



50 



+ 0.97 



+ 0.02 



+ 0.74 



1.30 



2700 



+ 0.91 



+ 0.13 



+ 1.55 



2.38 



60 



+ 0.98 



0.00 



+ 0.75 



1.31 



10 



+ 0.90 



+ 0.18 



+ 1.60 



2.47 



70 



+ 0.99 



- 0.02 



+ 0.75 



1.32 



20 



+ 0.89 



+ 0.23 



+ 1.64 



2.54 



80 



+ 1.00 



— 0.04 



+ 0.76 



1.33 



30 



+ 0.89 



+ 0.26 



+ 1.68 



2.60 



90 



+ 1.01 



- 0.07 



+ 0.77 



1.34 



40 



+ 0.90 



+ 0.29 



+ 1.71 



2.66 



2400 



+ 1.01 



-0.09 



+ 0.78 



1.35 



50 



+ 0.90 



+ 0.31 



+ 1.74 



2.70 



10 



+ 1.02 



-0.10 



+ 0.78 



1.36 



60 



+ 0.90 



+ 0.32 



+ 1.76 



2.74 



20 



+ 1.03 



- 0.12 



+ 0.79 



1.37 



70 



+ 0.91 



+ 0.32 



+ 1.78 



2.75 



30 



+ 1.04 



-0.14 



+ 0.80 



1.38 



80 



+ 0.91 



+ 0.31 



+ 1.79 



2.76 



40 



+ 1.05 



-0.15 



+ 0.80 



1.39 



90 



+ 0.92 



+ 0.29 



+ 1.79 



2.77 



50 



+ 1.05 



-0.17 



+ 0.81 



1.40 



2800 



+ 0.92 



+ 0.25 



+ 1.80 



2.75 



60 



+ 1.06 



-0.20 



+ 0.81 



1.42 



10 



+ 0.93 



+ 0.10 



+ 1.75 



2.73 



70 



+ 1.07 



-0.22 



+ 0.82 



1.43 



20 



+ 0.94 



+ 0.01 



+ 1.70 



2.70 



80 



+ 1.08 



-0.24 



+ 0.83 



1.45 



30 



+ 0.94 



-0.07 



+ 1.65 



2.66 



90 



+ 1.09 



-0.28 



+ 0.84 



1.46 



40 



+ 0.95 



-0.14 



+ 1.58 



2.63 



2500 



+ 1.10 



- 0.32 



+ 0.85 



1.47 



50 



+ 0.95 



-0.21 



+ 1.55 



2.60 



10 



+ 1.11 



-0.37 



+ 0.85 



1.48 



60 



+ 0.95 



-0.27 



+ 1.50 



2.55 



20 



+ 1.12 



-0.43 



+ 0.86 



1.48 



70 



+ 0.96 



-0.33 



+ 1.47 



2.51 



30 



+ 1.13 



-0.50 



+ 0.86 



1.49 



80 



+ 0.96 



-0.39 



+ 1.43 



2.48 



40 



+ 1.13 



-0.53 



+ 0.86 



1.49 



90 



+ 0.97 



-0.44 



+ 1.39 



2.45 



50 



+ 1.14 . 



— 0.55 



+ 0.87 



1.50 



2900 



+ 0.98 



-0.49 



+ 1.35 



2.41 



60 



+ 1.14 



-0.54 



+ 0.89 



1.51 













70 



+ 1.14 



- 0.53 



+ 0.92 



1.52 













80 



+ 1.14 



- 0.51 



+ 0.95 



1.55 













90 



+ 1.12 



-0.50 



+ 1.01 



1.58 













Mit diesen Werten ist das gesamte Beobachtnngsmaterial auf « Aqnilae 

 reduziert worden. Die Abweichungen aller Programmsterne gegen 

 «Aquilae in den verschiedenen Wellenlängen werden im An- 

 hang ausführlich mitgeteilt. Das positive Vorzeichen bedeutet auch 

 dort, dafs der Stern heller ist als a Aquilae, das negative, dafs er schwächer 

 ist. Die Resultate sind abei- noch nicht recht übersichtlich; um so mehr, 

 da a Aquilae, wie wir im zweiten Teile sehen werden, zu einer Gruppe 

 von Sternen gehört, deren Spektra gewisse Anomalien in ihrem kontinuier- 

 lichen Helligkeitsverlauf aufweisen. Wir wollen daher nach Analogie der 

 grofsen Photometrien des Gesamtliclites der Sterne die gefundene Helligkeit 



