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H. C. VOGEL. 



Im Allgemeinen sei ùber die Aufnahmen bemerkt, dass es recht 

 schwierig gewesen ist, die richtige Expositionszeit einzuhalten, und dass 

 nur bei besonders vorsichtiger Entwickelung schone, zur Messung ge- 

 eignete Platten erhalten werden konnten. Die mit Ausnahme der Was- 

 serstofflinien âusserst zarten Linien im Spectrum werden bei kràftiger 

 Entwickelung leiclit uberdeckt. Àm starksten ist die Magnesiumlinie 

 A 4481. 



Wenn die Linien doppelt erscheinen, projiciren sie sich aiif dem hel- 

 len Spectralgmnd des Spectrums des anderen Stems und werden dadurch 

 meist so schwach, dass die Messungen grosse Schwierigkeiten bereiten. 

 Ausser bei den Magnesiumlinien ist es nur no-ch in einzelnen Eàllen 

 bei einigen Eisenlinien gelungen, Messungen der Linienabstande auszu- 

 fùhren. 



Eallen die Spectra uahezu zusammen_, so treten die Linien deutlicher 

 hervor, sind aber immer etwas verwaschen und bei der Messung sehr 

 scliwer aufzufassen. Derartige Aufnahmen sind zur Bestimmung der 

 Bewegung des Systems in der Gesichtslinie am geeignetsten ; die zu er- 

 langende Messungsgenauigkeit ist jedoch im Vergleich mit Messungen 

 an Platten von den Spectren anderer Sterne,, die mit dem vorziïglichen 

 Apparate aufgenommen worden waren, wenig befriedigend. Ich kann 

 hier nur die in meiner ersten Publication ùber Mizar uber diesen Punkt 

 gemachte Bemerkung wiederholen : „es mag das darin begrùndet sein^ 

 dass bei der nicht vollkommenen Deckung der Spectra die Componenten 

 verschiedener Linienpaare nicht dieselben Intensitiitsunterschiede be- 

 sassen, dass also bei einer der einfach erscheinenclen Linien die mehr 

 nach Eoth gelegene Componente die stiirkere, bei einer anderen Linie 

 die mehr nach Yiolett gelegene Componente die stiirkere war und 

 dadurch eine verschiedene Auffassung der Linienmitte verursacht 

 wird." ' 



Eiir die Bewegung des Systems in der Secunde relativ zur Sonne 

 erhielt ich folgende Werthe aus meinen Messungen. 



