s Sagittae 

 TABELLE 7. 



23 



Wellen- 

 länge 



Verb, zur Kurve 

 1910 — 1911 



Amplitude 



Mittlere Abweichung 



grossen 



m. F. 



TO. F. 



P-.462 

 .447 

 .422 

 .405 

 .385 

 .377 

 .368 

 .361 

 .353 

 .346 



— "',6206 



— .4067 



— .0430 

 + .1152 

 + .4876 

 + .1304 



+ .0737 

 + .2531 

 4- .3723 



.1170 



±"'.0085 

 i .0064 

 ± .0074 

 ± .0082 

 i .0099 

 ± .0098 

 ± .0115 

 ± .0143 

 ± .0391 

 ±■.0517 



.6475 

 .7484 

 .9488 

 .9498 

 1.4088 

 1.1234 

 .8508 

 .6884 

 .8629 

 1.0345 



+ .0213 

 ± .0158 

 ± .0184 

 ± .0205 

 ± .0244 

 ± .0242 

 ± .0284 

 ± .0476 

 ± .0887 

 ± .1222 



"'.90 ±"'.030 



1.04 ± .022 



1 .32 ± .026 



1.32 ± .028 



1.96 ± .034 



1.56 +.034 



1.18 ±.039 



.96 ± .066 



1.20 ± .123 



1.44 ± .170 



Die Amplitude der photographischen Lichtkiirve von Hertzsprüng ist l"'.39, 

 mit welcliera Werte die Zahlen der letzten Kolumne gebildet sind. 



Die Figuren 4 bis 13 zeigen die Übereinstimmung zwischen Rechnung und 

 Beobachtung. Das für S Sagittae charakteristische sekundäre Maximum ist in den 

 Lichtkurven jeder Wellenlänge erkennbar. Die Beobachtungen sind alle in guter 

 Übereinstimmung mit der Form der Lichtkurve. Eine Ausnahrae bildet die Figur 8, 

 wo für X = !^.385 der Zuwachs des Lichtes schneller zu sein scheint als bei den 

 anderen Wellenlängen. 



Die Figur 14 zeigt die Grösse der Amplituden über den ausgemessenen Teil 

 des Spektrums. Die Abscisse ist 1: X. Der grosse Wert für X = f^. 385 ist auffallend, 

 ebenso die abnorme Depression zwischen X = 1^.353 und X = 1^.368. 



Da nach den letzten Untersuchungen die Intensitätsvariation für jede Wellen- 

 länge der allgemeinen Lichtkurve folgt, so ist ersichtlich, dass die Zahlen der letzten 

 Kolumne der Tabelle 7 die Differenzen der Helligkeit von S Sagittae in Maxiraum 

 und in Minimum repräsentieren. Wird also S Sagittae in einem dieser Zustände 

 als Vergleichstern betrachtet, so repräsentiert Fig. 14 die Sterngrössendifferenzen 

 zweier Sterne und muss, wenn 1: X Abscisse ist, eine gerade Linie sein. Von den 

 Abweichungen und ihren Ursachen ist schon in Kap. IV gesprochen. Hier wird 

 selbstverständlich vorausgesetzt, dass die Lichtquelle eine einfache ist. 



Die Beobachtungen X = f^.405, X = !^.447 und X = 1^.462 sind wahrscheinlich 

 wenig oder gar nicht von Abnormitäten beeinflusst. Diese drei bilden auch in Figur 

 13 eine gerade Linie. Die scheinbare Ubereinstimmung der Wellenlänge X = 1^.377 

 ist zufällig. 



Betrachten wir die Beobachtungen der beiden Wellenlängen t''.405 und 1^.447, 

 die beide kleine mittlere Fehler aufweisen, so bekommen wir aus der Figur den 

 Winkelkoeffizienten 



.9498 — .74^ 

 2.472 — 2.2'38 



= + .882. 



