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keit rund 4,2 Größenklassen, die der lichtelektri- 
schen sehr nahe ebensoviel, was einem Intensi- 
tätsverhältnis von 1: 0,021 oder 48 :1 entspricht. 
Die Abnahme der Helligkeit der Nova war bedeu- 
tend größer als die Abnahme der Helligkeit des 
schwarzen Strahlers innerhalb derselben Tempe- 
raturgrenzen, wie man aus der folgenden, mittels 
der Planckschen Gleichung mit ec. = 14200 be- 
rechneten Tabelle ersieht, die die Strahlung eines 
schwarzen Körpers für die Wellenlänge 4 und die 
absolute Temperatur T in einer willkürlichen Ein- 
heit gibt. 
Guthnick: Nova Aquilae 3 und andere Neue Sterne. 
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[ Die Natur- 
wissenschaften 
die für das Novaspektrum charakteristisch sind. 
Hervorzuheben wäre noch, daß die Emissions- 
linien im Gegensatz zu den folgenden Tagen ver- 
hältnismäßig schmal und scharf und weit getrennt 
von den Absorptionslinien waren. Am 9. Jups 
waren von Emissionslinien nur Ha und Hs 
Sicherheit zu sehen, die aber bedeutend weniger 
auffällig waren als am Tage vorher; besonders Hg 
war sehr schwach undverwaschen. AuBerdemwaren 
vielleicht noch zwei Emissionslinien zwischen. 
600 un und 650 un vorhanden. Die beiden roten 
Linien schienen ebenso wie Ha im Abstande von. 













N 0,33 u | 0,85 w | 0,37 p | 0,40 u | 0,43 u | 0,46 u | 0,50 | 0,54 u | 0,58 u | 0,62 u | 0,66 u | 
5.000 0 118} 1,20} 120 | 117} 111 | 108 | '08-| 085 | 075 | O6 0 
10.000 3501 335 | 318 | 2889| 2300| 9232 | 1,99 | 109 | 14 | 1,98 | 108 
12.000 7,28 | 668 | 614 | 535 | 464 | 401 | 331 | 974 | 228 | 1,90 |. 1,60 
14.000 1239 | 1111 | 994 | 840 | zıo|l 602] 495 | 393 | 3,91 | 264 | 219 
16.000 18,62 | 16,37 | 1441 | 11,92 | 9,9 | 895 | 683 | 522 | 421 | 343 | 281 
20 000 33,63 | 28,83 | 2480 | 19,93 | 1615 | 13,19 | 1090 | 800 | 634 | 509 | 4,13 
Die Ursache kann eine mehrfache sein: starke 
. physikalische Verschiedenheit der Nova und des 
schwarzen Strahlers, Zunahme der Absorption in 
dem die Nova umgebenden Medium (und zwar 
für das blaue und violette Spektralgebiet nicht 
wesentlich stärker als für das visuelle!), endlich 
Verminderung der leuchtenden Materie, etwa 
durch Zerstreuung derselben im Weltraum oder 
dergl. Letztere Erklärung dürfte die meiste 
Wahrscheinlichkeit für sich haben. 
Das Spektrum war bisher im großen ganzen 
das typische Novaspektrum. Wie schon bei der 
Nova Persei, so war auch diesmal die. spektrosko- 
pische Untersuchung des Sternes schon während 
des Aufstieges der Helligkeit, nämlich am 8. J uni, 
möglich. Am 9. Juni, dem Tage der größten Hel- 
ligkeit, wurde dann das Spektrum an mehreren 
Stellen, insbesondere in Heidelberg, Potsdam und 
auf der Harard-Sternwarte, auch photographisch 
fixiert. Die hiesigen visuellen Beobachtungen des 
Spektrums, die mit einem Zeisschen Spaltspektro- 
skop nach Abbe an dem sehr lichtstarken großen 
Refraktor der Sternwarte angestellt werden konn- 
ten, ergaben, daß die Emissionslinien Ha, Hs, Hy 
des Wasserstoffs an der roten Seite der Absorp- 
tionslinien (charakteristisch für das Novaspek- 
trum) sehr deutlich bereits am 8. Juni vorhanden 
waren. Der Abstand der hellen und dunkeln 
Komponente von Ha wurde mit Hilfe einer 
Skala am 8. Juni zu rund 10 un geschätzt; Juni 9 
und in der Folge war der Abstand merklich ge- 
ringer und nur noch rund 5 un. Außer den Was- 
serstofflinien waren am 8. Juni mit einer hellen 
und dunkeln Komponente, aber in geringerem 
scheinbaren Abstande als He, vertreten eine Linie 
bei 588 up (Na oder He?) und bei 565 un. Von 
dunkeln Linien waren noch zu sehen eine bei 
610 wu und zwei zwischen 500 mu und Hs. Bei 
500 un war ein etwa 5 wm breites dunkles 
Band vorhanden. Dies sind fast alles Linien, 


rund 5 u» von je einer entsprechenden Absorp- 
tionslinie zu stehen; der Abstand der Komponen- 
ten von Hs war schätzungsweise 2 wu. Das kon- | 
tinuierliche Spektrum war Juni 9 so hell ge- 
strahlte. Das Vorhandensein der Emissionslinien 
des Wasserstoffs bereits in einem so frühen Sta- | 
dium der Nova ist bemerkenswert. Sowohl bei 
der Nova Persei als auch jetzt wieder bei dieser 
Nova ist auf den frühesten photographischen Auf- 
nahmen, -die entsprechend dem Empfindlichkeits- 
bereich der gewöhnlichen photographischen Platte 
nur bis Hg reichen, noch. keine Spur der vom 
10. Juni ab so auffallenden Emissionslinien des 
Wasserstoffs zu erkennen, und auch die visuellen 
Beobachtungen mit spaltlosen Okularspektroskopen 
zeigten sie nicht. Man hatte daraus den Schluß 
gezogen, daß die Emissionslinien erst in einem 
fortgeschritteneren Stadium der Entwicklung der 
Neuen Sterne auftreten. Die visuellen Beobach- 
tungen vom 8. und 9. Juni beweisen, daß dies 
nicht der Fall ist. 



leicht zum Vorschein kamen. 
In größeren R; 
fraktoren bietet das Fokalbild der Nova eine® 
merkwürdigen Anblick; der Kern des Bildes ist 
fast weiß und wird von einem starken roten Ring a: 
umgeben: dem außerhalb des mittleren Fokus zur 
Vereinigung gelangenden Licht des Ha - Bandes. — 
Das Spektrum ist infolge der sehr starken Ab- 
nahme der Helligkeit des kontinuierlichen Grun- 3 
4 
Die große Lichtstärke des Ba- | 
belsberger Refraktors gestattete es, mit sehr engem | 
Spalt zu beobachten und ein genügend reines 
Spektrum zu erzielen, in dem die hellen Bd, 
4 



worden, daß es die Emissionslinien offenbar iiber- | 
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