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interessantesten Doppelsternsysteme 



























4 Periode ist +tCygni. Die beiden 
visuellen Komponenten (3”, 8 und 8") bilden ein 
‘System mit 47 Jahren Umlauiszeit. Die große 
Halbachse der Bahn beträgt 0,”9. Die Radial- 
- geschwindigkeit der helleren Komponente unterliegt 
_ nach den spektrographischen Aufnahmen der Yerkes- 
Sternwarte, die Paraskevopulos bearbeitet hat (Astro- 
phys. Journ. 53, 144, 1921), Schwankungen von nur 
30 95,4m Periode. Nach der gewöhnlichen. Auffassung 
‘ würde also der Hauptstern des visuellen ‚Systems 
t Cygni seinerseits aus einem sehr engen spektrosko- 
Pischen System mit nur 3b 25,4m Umlaufszeit be- 
stehen. Im Spektrum ist nur die hellére Komponente 
dieses spektroskopischen Systems sichtbar, die spektro- 
skopischen Bahnelemente beziehen sich also auf diese, 
Sie sind: Umlaufszeit P= 0,14265%, Exzentrizität der 
- Balın 0,306, Abstand @ des Periastrons vom aufsteigen- 
den Knoten 263,0°, Projektion der großen Halbachse 
der Bahn auf den Visionsradius « sin ©=14924 km, 
halber Umfang der Radialgeschwindigkeitsschwankung 
8,0 km/sek, ‚Radialgeschwindigkeit des Schwerpunktes 
des spektroskopischen Systems zur Zeit der Beob- 
achtungen — 22,0 km/sek, Zeit des Durchgangs durch 
das Periastron 1920 Juli 16,641 mittl. Zeit Greenwich. 
Das System ist ganz von derselben Art wie die be- 
reits bekannten Systeme sehr kurzer Periode, von denen 
B Cephei (P= 0,190% . und 12 Lacertae (P = 0,193*) 
genannt seien. Spektroskopisch noch wenig oder gar 
nicht untersucht sind u a. die beiden Fälle g Ursae 
tmajoris (P = 0,155) und XX Cyeni (P= 0,135%). Letz- 
terer ist kurzperiodischer § Cephei-Veränderlicher mit 
einer Helligkeitsschwankung von X Größenklassen. Von 
den andern sind g Ursae majoris, ß Cephei und 12 La- 
_ tertae lichtelektrisch untersucht worden. Die beiden 
‚letzteren zeigen Helligkeitsschwankungen mit der spek- 
_ troskopischen Periode und von ähnlichem Charakter 
_ wie XX Cygni, nur von weit geringerem Umfang, Der 
erste, g Ursae, ist mindestens zeitweise nicht merklich 
- veränderlich. Auf Anregung des Direktors der Yerkes- 
Sternwarte wurde auch x Cygni in Babelsberg im vori gen 
Herbst lichtelektrisch untersucht, jedoch praktisch nicht 
 (d.h.nicht über 1%), jedenfalls nicht periodisch veränder- 
lich gefunden. Bei 12 Lacertae ist der Umfang der 
9 Radialgeschwindigkeitsschwankung unregelmäßig ver- 
änderlich, ebenso der Umfang und der Verlauf der 
 Helligkeitsschwankung. Zum mindesten das letztere 
_ ist auch bei ß Cephei der Fall. Ebenso ist die Licht- 
kurve von XX Cygni, wie wahrscheinlich aller kurz- 
_ periodischen §-Cephei-Sterne, ziemlich stark und von 
einem Umlauf zum andern veränderlich. Der Umfang 
der Radialgeschwindigkeitsschwankung und die Ex- 
zentrizität der Bahn sind in diesen Fällen nicht er- 
- kennbar bestimmend für den Umfang des Lichtwechsels, 
Diese kurzperiodischen Systeme sind sehr rütsel- 
_ haft, denn leicht anzustellende Wahrscheinlichkeits- 
betrachtungen: über die Dichten ihrer Komponenten 
zeigen, daß in ihnen der Abstand der Mittelpunkte von 
_ Begleiter und Hauptstern kleiner sein muß als die 
7. Summe ihrer Radien. Das gilt bereits für die mittle- 
| ren Abstände, um so mehr für die Periastronabstände, 
| wenn die Bahnexzentrizität merklich ist. Für die 
_ Dichten der B- und A-Sterne (I. Spektraltypus), die 
hier hauptsächlich in Betracht kommen, wird . auf 
Grund sehr spärlichen Tatsachenmaterials die Größen- 
dnung 0,1 Sonnendichte als wahrscheinlich angenom- 



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men. Die Hauptkomponente von x Cygni hat ein- 
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Spektrum F (I—II. Spektraltypus), sie würde dem- 
nach, da ihre absolute Helligkeit groß ist, zur Riesen- 
serie gehören und eine noch geringere Dichte haben, 
während selbst eine so große ‚Dichte wie die der Sonne 
nicht ausreicht, die angedeutete Schwierigkeit zu be- 
seitigen. Nun sind aber in den letzten Jahren erheb- 
liche Zweifel an der Allgemeingültigkeit des bisher an- 
genommenen eindeutigen Zusammenhanges zwischen 
dem Spektraltypus und der effektiven Temperatur und 
weiter der Oberflächenhelliekeit usw. entstanden (vgl. 
Bernewitz, Astron. Nachr. 5089). Es bleibt daher die 
Möglichkeit, bestehen, daß weit größere Dichten als 
Sonnendichte auch in solchen Fällen vorhanden sein 
könnten, in denen sie jetzt noch als sehr unwahr- 
scheinlich gehalten werden. Dann würde aber die der 
Doppelsterninterpretation entgegenstehende Schwierig- 
keiten behoben sein. — Nimmt man keine ge- 
trennten Komponenten an, sondern einen ein- 
zelnen birnenférmigen Stern, ein im Entstehen 
begriffenes Doppelsternsystem, so ist wiederum 
die meist normale Definition der Spektrallinien 
schwer zu begreifen. Bei so kurzen Rotations- 
zeiten müßten die Linien äußerst unscharf und breit 
sein, ganz gleich, ob die Komponenten getrennt oder 
noch teilweise zusammenhängend sind. Von den obigen 
Fällen zeigt aber nur g Ursae majoris ungewöhnlich 
breite und verwaschene Linien. Nimmt man dagegen 
einen einzelnen pulsierenden Stern an, so kann man 
zwar Periode und Charakter der Raidia geschwindig- 
keits- und Helligkeitsschwankungen in den genannten 
Fällen erklären, aber es bleibt dann vorläufig unver- 
ständlich, daß die Pulsationen in einem Falle mit 
Strahlungsschwankungen verknüpft sind, im anderen 
Falle dagegen nicht. Auch hier erheben sich aus der 
Frage der Dichte, mit der die Schwingungsdauer der 
Pulsation verknüpft ist, noch andere ernste Schwierig- 
keiten. 
Eine weitere, an den vorliegenden Sternen noch 
nicht näher geprüfte Möglichkeit, die in anderen 
Fällen, wie @ Persei, o Persei, Boss 46, wenigstens be- 
züglich der Helligkeitschwankungen sich als Tatsache 
erwiesen hat, besteht darin, daß die beobachtete Pe- 
riode der Radialgeschwindigkeitsschwankungen bzw. 
des Lichtwechsels gar nicht die wahre U mlaufszeit bzw. 
Rotationszeit der helleren Komponente ist, sondern der 
n-te Teil derselben, wobei n eine kleine ganze. Zahl 
bedeutet. Wendet man dies auf die kurzperiodischen 
Systeme an, so würden die Radialgeschwindigkeits- 
schwankungen imi wesentlichen nicht von einer Bahn- 
bewegung herrühren, sondern von mehr oder weniger 
beständigen Strömungen in der Atmosphäre der (rotie- 
renden) Hauptkomponente, die ihrerseits auf die Ein- 
wirkung-eines kleinen nahen Satelliten zurückgeführt 
werden könnten. Diese Strömungen ständen dann in 
engem Zusammenhang mit der Helligkeitsverteilung 
auf der Oberfläche des Sternes: aufsteigende Strömun- 
gen über den hellen, absteigende über den dunkleren 
Oberfläehengebieten. Anzeichen solcher Strömungen, 
die die beobachtete Radialgeschwindigkeit ernstlich be- 
einflussen «können, sind seit langem in manchen Fällen 
bekannt, insbesondere auch gerade bei einigen ö Cephei- 
Veränderlichen. 
Eine der charakteristischsten Eigenschaften der 
ö Cephei-Veränderlichen ist die ungleiche Verteilung 
der Werte von w (Abstand des Preriastrons vom auf- 
steigenden Knoten) über die vier Quadranten, Bei den 
meisten § Cephei-Sternen liegt & im ersten oder im 
Anfang des zweiten Quadränten mit deutlicher An- 
häufung um den Wert 90°. Unter 15° genauer unter- 
