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W. Gyllenberg 



die von Calcium herrührt. Betrachten wir die Intensitätsmessungen von Rosenberg, 

 so werden wir für die Sterne vom Spektral-Typus dieselben Abweichungen bei den 

 Spektrallinien 1^.388 und 1^.422 wiederfinden. Die beiden Sterne a Canis Min (Spektr. 

 F 5) und a Persei (Spekt. F 5) zeigen eine kleine Abweichung für X = l^-.385 und 

 X = P-.422. Noch deutlicher tritt dieselbe Erscheinung hervor in den Kurven, die 

 die direkten Beobachtungen des Sonnenspektrums umfassen (Rosenberg Tafel XXV). 

 Werden die hier angegebenen Sterngrössendiffeienzen durch eine gerade Linie re- 

 präsentiert, so werden wir leicht finden, dass an den Stellen X =(^.385 und X = l'-.422 

 die Abweichungen approximativ ".2 bezw. ™.4 beträgt. Wenn wir annehmen, dass 

 unsere Beobachtungen in der Tabelle 6 für die Wellenlängen f^.405 und (^'.447 von 

 anderen Abnormitäten nicht beeinflusst sind, bekommen wir, wenn wir die dem Mi- 

 nimum entsprechende Kurve betrachten, die Depressionen '".10' und "'.34. Die Über- 

 einstimmung mit dem Verhältnis im Spektrum von S Sagittae ist gut, und es un- 

 terUegt wohl keinem Zweifel, dass die beiden Phänomene identisch sind. Deutlicher 

 wird die Abweichung erscheinen, wenn wir die Amplitudekurve betrachten; aus 

 dieser Kurve ersehen wir auch, dass die Abweichung bei Maximum von Licht gleich 

 Null oder sehr gering ist. 



Die drei beobachteten Wellenlängen '^.405, (^.447 und H-.462 scheinen die ein- 

 zigen zu sein, wo keine Abweichung von der Theorie vorkommt. Die äusserste, 

 gemessene Stelle f^'.462 liegt dem auf der Platte sichtbaren Endpunkt des Spektrums 

 sehr nahe, Die Schwärzungen zeigen hier einen schroffen Fall. Diese Umstände 

 haben bewirkt, dass die Messungen an dieser Stelle nicht denselben Grad von 

 Zuverlässigkeit haben wie die anderen. 



V. 



Eine vorläufige Untersuchung der Sterngrössendifferenzen in Tab. 3 und 5 

 zeigte, dass die Lichtkurve für jede Wellenlänge genau dieselbe Form hatte als die 

 photographische Lichtkurve 1910 — lOH, nur die Amplitude war verschieden. Um 

 eine direkte Vergleichung mit dieser photographischen Lichtkurve zu machen, wurde 

 für jede Wellenlänge durch die Beobachtungen eine Kurve von dieser Form einge- 

 passt. Mit Hilfe der Methode der kleinsten Quadrate wurden Bedingungsgleichungen 

 von der Form 



aufgelöst. Hier bedeutet A die Nullpunktsdifferenz, d. h. die mittlere Abweichung 

 von S Sagittae im Verhältnis zum Vergleichstern h. Der Koeffizient B ist die 

 Grösse der Amplitude im Vergleich zur Kurve^^j^ .^g^j. Folgende Tabelle zeigt die 

 so erhaltenen Resultate. 



