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die photometrischen wie die spektroskopischen 
Beobachtungsdaten in Betracht zogen, gelangten 
wir zu folgender Vorstellung von der Ursache 
ihres ' Lichtwechsels:. : are 
Unter dem gegenseitigen Einfluß der Kom- 
ponenten des Systems bilden sich’. auf deren 
Oberflächen mehr oder weniger beständige Ge- 
biete. verschiedener Leuchtkraft, die in Verbin- 
dung mit. der. im Mittel in der Umlaufszeit 
sich‘ vollziehenden Rotation den Lichtwechsel 
verursachent). ; Die ungleichformige Helligkeits- 
verteilung ist wahrscheinlich auf meteorologische 
Vorgänge zurückzuführen: über den helleren Ge- 
bieten ist die Atmosphäre des Sternes durchlässi- 
ger als über den dunkleren Gebieten. Infolge 
ungleicher Rotationsgeschwindigkeit der verschie- 
denen Schichten und Zonen der Atmosphäre haben 
die hellen Gebiete, die als die eigentlichen Stö- 
rungsgebiete zu betrachten sind, die” Neigung, 
nach der der Rotationsrichtung entgegengesetzten 
Seite abzufließen, ähnlich wie es an den größeren 
.Flecken des Jupiters direkt beobachtet wird. Es 
entsteht dadurch eine Helligkeitsverteilung mit 
‘einem in der Richtung der Rotation sehr starken, 
in’ der entgegengesetzten Richtung dagegen klei- 
meren Gradienten. Dies verursacht die gewöhn- 
lich vorhandene Asymmetrie der Lichtkurven. Die 
beobachteten periodischen Veränderungen des 
Spektrums der d Cephei-Sterne stehen mit der 
Vorstellung im Einklang. Da. das Licht der 
helleren Gebiete aus tieferen und heißeren Schich- 
ten der Atmosphäre stammt als das Licht der 
dunkleren Gebiete, so muß, wie es tatsächlich der 
Fall ist, der Spektraltypus des Sterns im Hellig- 
keitsmaximum ein früherer sein als im Hellig- 
keitsminimum. Ob die Schwankungen der 
Spektrallinien nur von der Bahnbewegung her- 
rühren, ist unter diesen Umständen höchst zwei- 
felhaft, und es liegen auch manche Anzeichen 
des Gegenteils vor. Es ist daher vorderhand 
nicht statthaft, aus ihnen Schlüsse mechanischer 
Natur zu ziehen, wenn das Vorhandensein eines 
starken Lichtwechsels die Gefahr: erheblicher Be- 
einflussung der Linienverschiebungen durch an- 
dere Effekte als den von der Bewegung in der 
Bahn herrührenden Dopplereffekt naherückt. Es 
scheint z. B. nicht ausgeschlossen, daß die star- 
ken Exzentrizitäten der 8 Cephei-Bahnen wenig- 
stens zum Teil von solchen Effekten herrühren 
und in Wirklichkeit viel kleiner sind als die 
beobachteten. Linienverschiebungen sie ergeben?). 
1) Man beachte bezüglich der aus der Annahme der 
Gleichheit von Rotations- und Umlaufszeit. ‚sich er- 
gebenden eigentümlichen. Verhältnisse die Fußnote 
auf Seite 713 (2. Spalte). — GAR 
2) Eine systematische Verfälschung der Radial- 
geschwindigkeitsbestimmungen, die ‘bei den § Cephei- 
Sternen- und Verwandten ziemlich sicher vorhanden 
ist, besteht in folgendem. Die zu den Bestimmungen be- 
nutzten Sternlinien sind wohl in den seltensten Fällen 
einfache Linien; sie werden vielmehr meistens aus 
mehreren, nahe zusammenstehenden Linien verschiede- 
ner Herkunft zusammengesetzt sein, die infolge der 
_ verhältnismäßig geringen anwendbaren Dispersion 
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Guthnick: Das ö Cephei-Problem. 
Masse des Begleiters dem Zustandekommen eines 



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Der Umstand, daß mit sehr kleinem Wert der ~ 
Massenfunktion in der Regel — jedoch nicht im- ~ 
mer — Helligkeitsschwankungen ‚nach 6 Cephei- — 
Art von beträchtlichem Umfang verbunden sind, ~ 
dagegen : mit nermalem oder großem Wert der { 
Funktion nur geringe Helligkeitsschwankungen 7 
dieser Art, scheint anzudeuten, daß die große 
. 
8 Cephei-Lichtwechsels nicht günstig ist. Von ¢ 
einem meteorologischen Standpunkt aus kann dies 
nicht als unplausibel angesehen werden. . © 
22 
Eine Stütze erfährt die skizzierte Vorstellung 
in gewisser Beziehung durch das Ergebnis licht- — 
elektrischer Messungen an dem Planeten Mars, 21 
dessen Oberfläche bekanntlich mit konstanten 
und veränderlichen Flecken und mit einer nicht 
unmerklichen Atmosphäre bedeckt ist; ferner — 
durch das photometrische Verhalten der Satel- — 
liten des Jupiter und Saturn, insbesondere des — 
Japetus, das offenbar unter dem Einfluß des © 
nahen großen Planeten steht. Japetus zeigt. eine | 
starke, mit der Periode seines Umlaufs um Saturn | 
verlaufende, sehr beständige Helligkeitsschwan- — 
kung, die nach Charakter und Orientierung zur 
Bahnbewegung dem 8 Cephei-Fall sehr ähnlich , 
ist. Auch in diesen Systemen scheint allzu starke ° 
Einwirkung dem Zustandekommen eines stabilen, 
nicht getrennt werden. Um die für die Ableitung der 
Radialgeschwindigkeit notwendigen Wellenlängen der | 
Sternlinien zu erhalten, muß man mit Hilfe des B 
Rowlandschen Sonnenspektrums zunächst ermitteln, — 
aus welchen Komponenten wohl die betreffenden Stern- — 
linien zusammengesetzt sein werden. Das Gewichts- — 
mittel der Wellenlängen dieser Komponenten (Gewichte ~ 
nach Maßgabe der relativen Intensitäten der Kompo- A 
nenten im Sonnenspektrum, wenn ein anderwei- | 
tiger’ Anhalt fehlt) wird dann als "Wellenlänge — 
der Sternlinie angenommen. Wenigstens ist dies — 
prinzipiell das von den Beobachtern eingeschlagene 
Verfahren. Es ändert qualitativ für die folgende Be- 
trachtung nichts, wenn man etwa die Wellenlänge einer 
einzigen Sonnenlinie in der betreffenden Gruppe zu- 
grunde legen wollte, oder Wellenlängen, die im Labora- — 
torium bestimmt sind. Da nun die relativen Intensitäten — 
der Komponenten mit dem Spektraltypus zum Teil 
sehr stark variieren, so dürfte dieses Verfahren strenge 
genommen nur auf Sterne vom Spektraltypus der 
Sonne (G) angewandt werden. Für alle anderen Spek- 
tralklassen müssen sich merkliche systematische Fehler © 
aus ihm ergeben. In der Tat ist ein mit zunehmender 
Verschiedenheit der Sternspektren vom Sonnenspektrum 
wachsender systematischer Fehler der Radialgeschwin- — 
digkeiten, der auf die beschriebene Ursache zurück-"' 
geführt wird, nämlich der Campbellsche K-Effekt, 
seit längerer Zeit bekannt. Er beträgt am An-a 
fang der Spektralreihe rund 5 km, beim Sonnen- 
typus ist er, wie zu erwarten, nahezu Null. Da. der 
Spektraltypus der & Cephei-Sterne zwischen Minimum‘ 
und Maximum der Helligkeit sich sehr beträchtlie t 
ändert bei § Cephei z. B. um den nicht ungewöhn- I 
lichen Betrag von mehr als einer Klasse —, so sind be 
ihnen periodisch veränderliche Einflüsse auf die Radial 
geschwindigkeitsbestimmungen zu erwarten, die leicht 
9-3 km erreichen können. Solche Beträge sind aber 
durchaus imstande, die Exzentrizität und die Lage de = 
großen Achse der Bahnellipse ganz erheblieh zu ver- 
filschen, da die Schwankungen der Radialgeschwindig- 
keit bei den § Cephei-Sternen verhältnismäßig gering 
sind. Der Durchschnitt der Amplituden von 10 ge- 
nauer untersuchten Fällen beträgt nur 15. km. 




































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