s Sagittae 21 



Schon in der Tabelle 5 sehen wir, dass im vorliegenden Falle grosse Abweich- 

 ungen vorkommen. Diese Abweichungen können wir in Figur 3 näher betrachten. 

 Die grosse Depression zwischen X = (^.377 und X = !'-.361 ist auffallend. Diese Ab- 

 normität, deren Ursache, wie wir später sehen werden, hauptsäcliHch im Vergleich- 

 stern zu finden ist, ist schon von Rosenberg^ als charakteristisch für die MAURYSchen 

 Spektral-Klassen VII bis X gefunden. Diese Sterne, die von J.-Typus sind, zeigen 

 alle »eine Art Depression, die etwa bei X = '^.400 begiiniend, allmählich bis zu 

 X = 1^.370 oder f^.360 zunimmt... Die Ausdehnung dieser Abnormität gerade auf 

 die Wasserstoffsterne . . . lassen einen engen Zusammenhang zwischen dieser Erschei- 

 nung und den Absorptiouslinien des Wasserstoffes vermuten». 



Alle drei Vergleichsterne sind vom Spektral-Typus Ä und alle drei zeigen mehr 

 oder weniger dieselbe- Abnormität. S Sagittae variiert zwischen den Spektral-Typen 

 4 bis G 3. Beide diese Typen haben Wasserstofflinien, aber von einer Intensität 

 in -F 4, die nur 0.4 der Intensität der Wasserstofflinien der yl-Sterne beträgt. Bei 

 den Sternen vom Spektral-Typus G 5 ist dieses Intensitätverhältnis auf etwas we- 

 niger als 0.2 gesunken. Wenn, wie wir bereits erwähnt haben, die Ursache der 

 Depression in engem Zusammenhang mit dem Auftreten von Wasserstofflinien steht, 

 so ist zu erwarten, dass ein ähnliches Phänomen bei S Sagittae selbst stattfinden 

 soll. Die Grösse der Depression sollte, gleich wie die Intensität der Wasserstoff- 

 linien, auch von der Phase abhängig sein, und folglich findet die grösste Depression 

 bei Maximalhelligkeit des Sternes statt, wo die Wasserstofflinien ihre Maximalhellig- 

 keit besitzen. Bei Minimum, wenn die Wasserstoffhnien schwächer sind, ist die 

 Absorption klein. 



Wenn wir also die Lichtvariationen für verschiedene Wellenlängen in Betracht 

 ziehen und ihre Amplituden als Funktionen der Wellenlänge darstellen, so bewirkt 

 eine dei'artige veränderliche Depression, dass die Amplituden der Grössendifferenzen 

 für die Wellenlängen 1^.361 bis H-.377 vermindert werden. Dies ist auch der Fall 

 bei S Sagittae, wie wir später finden werden. Die Abweichung der Grösse der Amp- 

 litude vom teoretischen Wert wird ein direktes Mass für den Zuwachs der Depression 

 von Minimum bis zum Maximum. 



Die grosse Abnormität bei X = t^.385 ist, wie aus der Figur leicht zu ersehen ist, 

 eine Zusammenwirkung von dem Absorptionsgebiet des Vergleich stern s und einer De- 

 pression im Spektrum von S Sagittae, die mit abnehmender Helligkeit des Sterns 

 zunimmt. Diese Erscheinung ist wahrscheinlich nicht als charakteristisch für die 

 S-Cephei-Variation zu betrachten. Vielmehr ist zu vermuten, dass die Intensitätsvaria- 

 tion mit der Variation des Spektral-Typus zusammenhängt. In Harvard 28 ist jedoch 

 über dieses Verhältnis keine Bemerkung gemacht. Bei der Wellenlänge X = '''.422 

 findet eine ähnliche Absorption statt, die bedeutend kleiner ist, und deren Variation nur 

 0.1 Sterngrössen beträgt. An dieser Stelle liegt die charakteristische Sonnenlinie f^.4227, 



1 Rosenberg, Photographische Untersuchung der Intensitätsverteilung in Sternspektren. 

 Abh. d. Kaiserl. Leop.-Carol. etc. Bd. CI N:r 2, S. 103. 



