28 



W. Gyllenberg 



Setzen wir den Mittelwert 5700° in unsere Formel ein, so wird die Minimum- 

 Temperatur T^^^^ = 4300° ausfallen. Zum Vergleich wollen wir folgende Sterne vom 

 Typus 6r von Wilsing und Scheineb betrachten. 





Piscium 



Spektr. 



Gb 



T„.= 3700° 



en. 



0 



Tauri 



» 



Gb 



» =4100° 



V. 



Gemin. 



» 



Gb 



» = 4400° 



t 



Cancri 



» 



Gb 



» = 4100° 





Hercul. 





Gb 



, = 5200° 



Der mittlere Wert 4300° scheint mit der Minimum-Temperatur von S Sagittae 

 gut übereinzustimmen. 



VI. 



c 



Wir wollen nun die Variation von näher betrachten. Um die Natur der 



S-Cephei-Variation zu studieren, wäre es von besonderem Interesse die Veränderung 



von -~ für verschiedene Teile des Spektrums zu bestimmen. Dadurch wäre es 



möglich aus theoretischen Gründen zu entscheiden, ob die Lichtquelle einfach oder 

 zweifach oder vielleicht von komplizierter Natur ist. Aus den vorliegenden Beobach- 

 tungen ist ersichtlich, dass die Abnormitäten des Vergleichsterns b eine solche Unter- 

 suchung schwierig macht. Es wäre daher vorteilhaft einen anderen Vergleichsteru 

 zu wählen, und es war ursprünglich meine Absicht, S Sagittae in Maximum oder 

 Minimum zum Vergleichstern zu wählen, oder — was vielleicht noch besser gewesen 

 wäre — die mittleren Helligkeitsdifferenzen von S Sagittae, die in Tabelle 7 unter 

 der Rubrik »Mittlere Abweichung» angegeben sind. Aber auch dieses Verfahren 

 wird wegen der Veränderung der Absorption Schwierigkeiten bieten. 



c 



Es ist aber möglich für bestimmte Wellenlängen der Variation von zu 



folgen, z. B. zwischen X = 1^.405 und X = '^.447. Mittels der Intensitätsbeobacht- 



c 



ungen dieser beiden Stellen habe ich die Abhängigkeit der Quantität ~ von der 



Phase veranschaulicht. Gleich wie bei den direkten Grössendifferenzen wurde hier 

 die Lichtkurve 1910 — 11 in die Grössendifferenzen zwischen den genannten Wellen- 

 längen eingepasst. Analog wurden auch die Differenzen der Wellenlängen X = P-.3Sb 

 und X = f^-.447 behandelt, die vielleicht die Variation des Spektral-Typus am besten 

 darstellen, vorausgesetzt, dass der Zuwachs der Absorption den Übergang des Spek- 

 tral-Typus F in G kennzeichnet. Die zwei Reihen von Differenzen zwischen 

 X = f^.385 und X = P-.422 und X = P-.377 und X = !^.405 wurden auch mit der photo- 

 graphischen Lichtkurve verglichen. 

 Mit Hilfe der Gleichung 



(^). — »'Ojs = + ß (»'s— »«'b)Kurve 1910-1911 



