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W. Gyllenberg 



leitete kleine Massenfunktioii darauf hin, dass die Lichtquelle wahrscheinlich eine 

 einfache ist ^. Nicht nur die Linienverschiebungen zeigen eine genaue Übereinstim- 

 mung mit der Lichtkurve, die Untersuchungen zeigen auch analoge Verhältnisse 

 betreffend die Form der Farbenindex- und Spektral-Index-Kurven. Detailliert ist die 

 Veränderung des Spektrums für 18 S-Cephei-Veränderliehe von Shaplet - untersucht 

 worden. Aber das Problem von der Natur der S-Cephei- Veränderung ist hiermit 

 nicht gelöst, obwohl es wahrscheinlich ist, dass die Ursachen der Licht- und 

 Temperaturvariationen in der Oberfläche oder der Atmosphäre des Sternes zu 

 suchen ist. 



Aus den erwähnten Untersuchungen ist ersichtlich, dass aus den Resultaten 

 einer Spektralpiiotometrischeu Durchmessung des Spektrums eines S-Cephei-Sterns 

 vieles von Interesse zu erw^arten ist. Die Kenntnis der Verteilung und der Varia- 

 tion der Strahlung und zwar för verschiedene Wellenlängen ist offenbar von grösster 

 Bedeutung, um die für die §-Cephei-Sterne charakteristischen Erscheinungen zu 

 erklären. 



II. 



hl der Absicht, eine derartige Untersuchung auszuführen, hatte Prof. Eberhard 

 im Herbst 1912 und (ebenso) 1913 eine Reihe Spektralaufnahmeu des Cepheid- 

 Veränderlichen S Sagittae gemacht ^. * 



Als Instrument wurde des kleine Spiegelteleskop (f = 90 cm.) in Potsdam 

 benutzt, das mit einem Prisma dessen Flächengrösse 16 X 16 cni war*. Die Mini- 

 mum-Ablenkung des Prismas war 2 ';'2 Grad. Die Zahl der Platten war 81. 



S Saghtae («jg^^ = 19^* 51™ 28', §1900= + Iß'^ 22',2) ist ein typischer Cepheid- 

 Veränderlicher. Der Stern ist verhältnismässig hell und schwankt in Helligkeit 

 zwischen den visuellen Harvardgrössen 5™4 in Maximum und 6'"1 in Minimum. 

 Nach Hertzsprüng ist die photographische Amplitude l™39^;die photometrische Am- 



^ Contribution from the M. W. Solar Obs. N:r 92 (1914) Mount Wilson Communications 

 N:r 14 (1915). 



^ Mount Wilson Communications N:r 27 (1916). Contribution from the M. W. Solar Obs. 

 N:r 124 (1916). 



" Während meines Aufentiialts in Potsdam im Frühjahr 1917 wurden diese Platten von 

 Prof. Eberhard gefälligst zu meiner Verfügung gestellt, da ich eine solche spektral photometrische 

 Untersuchung zu machen beabsichtigte. Wie später näher besprochen werden wird, war es not- 

 wendig für die Reduktionen der Beobachtungen eine neue Reihe Aufnahmen mit demselben Instru- 

 ment zu machen. Der Stern konnte wegen seiner ungünstigen Lage erst im Herbst mit Vorteil 

 beobachtet werden und deshalb wurden von September bis Novemlter 1917 29 neue Aufnahmen 

 von Prof. Eberhard gemacht. Diese letzte Reihe von Platten, die exponiert wurden mit gleich- 

 zeitiger Verwendung von Objektivprisma und Gitter, wurden von Prof. Hertzsprüng im Mikropho- 

 tometer ausgemessen und die Resultate wurden mir mitgeteilt. Diese Beobachtungen, die den 

 vorigen älteren Platten als eine wertvolle Vermehrung beigefnhrt wurden, sind in Tabellen 4 u. 5 

 gedruckt. 



* Von dieser Fläche geht ab die Fläche des runden Plattenhalters, etwa 9 cm in Durchmesser. 

 Loc. cit. Diese Amplitude ist der Unterschied zwischen den photographischen UV-Zeiss- 

 Tripletgrössen in Maximum und Minimum. 



