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In einer Studie über den S-Cephei-Veränderiicben XX Cygni hat Shaplet ^ 

 nachgewiesen, dass die Minimalpliase dem normalen Zustand der o-Cephei-Sterne 

 repr.äsentiert. XX Cygni ist zwar ein Stern von sehr kurzer Periode, 3.2 Stunden, 

 und zeigt ausserdem noch die merkwürdige Eigenschaft, dass die visuelle Lichtamp- 

 litude grösser ist als die photographische. Aber die Untersuchung von Siiapley, 

 die auf 300 Mount Wilson Aufnahmen gegründet ist, zeigt, dass der Farben-Index, 

 die . Differenz der Photographischen und der photometrischen Sterngrössen, nicht 

 konstant ist, ja er findet, dass es als zweifelhaft bleiben muss, welche Amplitude 

 die grössere ist, die photographische oder die photometrische. Die Erscheinung von 

 XX Cygni wäre in dem Fall keine besondere Ausnahme von der allgemeinen Form 

 der §-Cephei-Variation, sondern ein charakteristisches Beispiel. Die von Shaplet 

 gefundenen grossen Fluktuationen des Farben-Index dieses Sternes in Maximum 

 variierend zwischen -|- .08 und 4 -42 im Gegensatz zu Minimum, wo der Farben- 

 Index konstant zu sein scheint, zeigen, dass grosse Störungen der physischen Eigen- 

 schaften beim Maximum vorhanden sind. Der Mittelwert von vier. Beobachtungen 

 des Farben-Index in Maximum von XX Cygni ist -f- .24 und zeigt, dass der Stern 

 blauer ist in Maximum als in Minimum, was allen früheren Beobachtungen wider- 

 spricht. Die grosse Variation des Farben-Index entspricht einer grossen Veränderung 

 im Spektrum. Keine direkten Spektral-Klassifizierungen sind vorhanden, aber die 

 bekannte Relation zwischen Farbe und Spektrum entspricht der Minimumphase des 

 Spektral-Typus Ä 8. Die Mittelwerte des Farben-Index entsprechen dem Spektral- 

 Typus F im Gegensatz zu der Klassifizierung in HA, wo XX Cygni als ein Stern 

 von Klasse Ä iiotiert ist. 



Um eine derartige Untersuchung an den vorliegenden Beobachtungen zu machen, 

 habe ich die mittleren Fehler der Beobachtungen an drei Stellen der Lichtphase 

 bestimmt. Diese drei Stellen sind Minimum, Hauptmaximum und das sekundäre 

 Maximum. Bei einer vorläufigen Untersuchung war keine systematische Abweichung 

 durch die beobachteten Wellenlängen zu bemerken mit der Ausnahme der Wellen- 

 länge X = f^.385, wo die Fluktuationen grösser zu sein schienen. Wenn die mittlere 

 Abweichung der Grössendiffereuzen mit o bezeichnet wird, habe ich für alle Wellen- 

 längen mit Ausnahme der genannten Wellenlänge (^.385 den Mittelwert von ge- 

 bildet. Folgende Zahlen wurden gefunden: 



Phase 



Zahl V. 

 Beob. 



Mittl. 



Wert 







8 



+ .0095 



-f .0375 



Haupt-Maxim 



10 



+ .0158 



-f .0225 





17 



+ .0086 



+ .0175 



Die grössere mittlere Abweichung in Hauptmaximum ist wahrscheinlich nicht 

 zufällig. Wir bekommen hier den Wert a = '".126 ±'".0012. Für Minimum ist 



1 Aph. I. XLII, 1915, 395. 



