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drei davon abweichende 
Andererseits sind mehrere 
suchten Fällen sind nur 
(w= 346°, 338° und 225°). 
spektroskopische Doppelsterne bekannt, die die als 
wesentlich angesehenen Eigenschaften der 6 Cephei- 
Sterne besitzen. mit der alleinigen Ausnahme, daß bei 
ihnen @ nahe bei 270° liegt. | Von diesen ist bis jetzt 
noch keiner nach. ö Cephei-Art veränderlich gefunden 
worden. Es ist daher bemerkenswert, daß auch bei 
t+ Cygni w in der Nähe von 270° liegt. Nach der von 
Hagen (Astron. Nachr. 4995 u. a.) aufgestellten Erup- 
tionstheorie der & Cephei-Sterne, einer Doppelstern- 
theorie, sind die Chancen der Entstehung eines für uns 
leicht erkennbaren lLichwechsels am größten für 
&=90°. Leider kann dieser Umstand nicht zur Stütze 
dieser Theorie der § Cephei-Sterne benutzt werden, da 
er auch aus anderen Theorien abgeleitet werden kann. 
Die ungewöhnliche Kleinheit der Massenfunktion ; - 
Mz? sin? i 
f (m, m) = (m, je wat bisher als eine wesentliche 
Eigenschaft der § Cephei-Sterne betrachtet worden. 
Kürzlich ist nun von Duncan (Astrophys. Journ. 53, 
95, 1921) bei einem sonst normalen § Cephei-Stern, 
X Cygni, eine Massenfunktion festgestellt worden, die 
etwa das Zehnfache des Durchschnitts der übrigen be- 
trägt, nämlich 0,034©. Werte von dieser Größen- 
ordnung sind unter den gewöhnlichen spektroskopischen 
Doppelsternen, darunter auch solchen, deren Doppel- 
sternnatur nicht bezweifelt werden kann, nicht selten. 
Für Algol z. B. beträgt die Massenfunktion 0,021 ©, 
Eine eingehende Studie des Liehtwechsels von Algol 
auf Grund lichtelektrischer Messungen von 1919 bis 
1920 veröffentlicht Stebbins im Astrophys. Journ. 53, 
105, 1921. Bereits vor 10 Jahren hatte Stebbins den 
Lichtwechsel dieses Bedeckungsveränderlichen mittels 
einer Selenzelle genau erforscht und bei dieser Gelegen- 
‚ heit die schon von Plaßmann und von Müller ver- 
mutete Existenz des zweiten Minimums (von der Be- 
deckung der schwächeren Komponenten durch die 
hellere herrührend) endgültig nachgewiesen. Der Licht- 
wechsel wurde lichtelektrisch (Kaliumzelle?) in sehr 
naher Übereinstimmung mit der gelb-rot-empfindlichen 
Selenzelle gefunden. Kleine systematische Unter- 
schiede deuten darauf hin, daß die schwächere Kom- 
ponente merklich gelber ist als die weiße hellere, deren 
Spektrum _B8S (vorgeschrittener Heliumtypus) ist. 
Eine allerdings sehr unsichere Abschätzung des Spek- 
trums © der schwächeren [Komponente ergibt G0 
(Sonnentypus). Die Lichtkurve ist keine reine Be- 
deckungskurve; über den Bedeckungslichtwechsel sind 
noch schwache. Effekte gelagert, die teils von leichter 
Elliptizität der Komponenten, teils von der intensiven 
Bestrahlung der ‘schwachen Komponente durch die 
helle herrühren. — In dem System ist außerdem spektro- 
skopisch noch eine dritte Komponente nachgewiesen, 
die das enge System (Umlaufszeit 2,867) in 1,9 Jahren . 
umkreist. Die  lichtelektrisch erhaltene scheinbare 
Liehtkurve von Algol hat ein Hauptminimum von 
9,66% Dauer und 1,200% Tiefe, ein Nebenminimum von 
derselben Dauer und 0,043” Tiefe. Der gesamte Licht- 
wechsel beträgt 1,231%, Selenphotrometrisch hatte sich 
ergeben bzw. 9,80%, 1,196”, 0,061™ und 1,249%, Die 
Exzentrizität der Bahn des engen Systems kann nach 
den photometrischen Beobachtungen nur sehr klein 
sein. — Die aus den lichtelektrischen Messungen abge- 
leitete Lichtkurve führte zu folgenden Systemkonstan- 
ten: Radius der helleren Komponente in Einheiten des 
Bahnradius 0,207, Radiug der schwächeren Kompo- 
Für die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold Berliner, Berlin W.9. 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H.S$. Hermann & Co: in Berlin SW 19. 
. ten 0, 059, Elliptizität des Meridianschnittes der Kom- 

ae 0,244, Licht der helleren ee. inom 
heiten des Gesamtlichtes des Systems 0,925, Licht der 
helleren Seite der schwächeren Komponente 0,075, 
ihrer dunkleren Seite 0,045, Verhältnis der Flächen- 
helligkeiten der helleren Seiten der beiden Komponen- a 
ponenten 0,166 (8 Lyrae z. B. 0,59), Neigung der Bahn- 
ebene gegen die Sphäre 81,849, Achsenverhältnis ders. 
als dreiachsige, einander ähnliche Ellipsoide betrachte- 
$i 
Sy 
ten Komponenten 1: 0,987: 0,978 (Rotationsachse), 
Durchschnitt der Dichten der beiden Komponenten 3 
0,07 (Sonnendichte = 1), Albedo (Reflexionsfähigkeit) — 
der schwächeren Komponente 0,7 (Lamibertsches Ge 
setz) oder 1,0 (Seeligersches Gesetz). — Die dritte Kom- 
ponente beeinflußt die Systemkonstanten in noch nicht 
angebbarer Weise. Daß ihr Licht vielleicht nicht ganz 
REN 
unmerklich ist, scheint daraus hervorzugehen, daB 
während des Hauptminimums (der Bedeckung der 
hellen Komponente des engen Systems durch die — 
schwache) im Spektrum von Algol neue Linien auf- 
treten, die nach der ganzen Sachlage wohl von der 
dritten Komponente herrühren könnten, wie Stebbins 
anzunehmen geneigt ist. Hier bietet sich für die Zu- 
kunft die Möglichkeit der Bestimmung der wirklichen 
Massen der Komponenten des Systems. Nimmt man 
mit Stebbins das Licht der dritten Komponente zu 0,10 
des Gesamtlichtes des Systems an, dann wird das Ver- 
hältnis der Radien der beiden Komponenten des engen 
Systems 0,78 statt 0,85. Es ist ferner bemerkenswert, 
daß die sehr gute theoretische Darstellung der beob- 
achteten Lichtkurve ohne die Annahme einer merk- 
lichen Randverdunkelung (Abnahme der Flächenhellig- 
keit nach dem Rande der sichtbaren Hemisphären der 
Komponenten, ähnlich wie bei der Sonne) re 
werden konnte. 
Wird die Parallaxe Algols nach direkten neueren 
Bestimmungen zu 07,032 angenommen, so ist das Ge 
samtlicht des Systems rund 100mal größer!) als das 
dereSonne, Mit der Kenntnis des Massenverhältnisses — 
ms : ma der beiden Komponenten des engen Systems — 
würde man die wahre Dimension der Bahn und damit 
die- Radien der Komponenten, also auch ihre Flächen- 
Sn ee erhalten, Ein Überschlag mit m, =20, — 
m, = 0,5 ergibt, daß die Flächenhelligkeit der 
ar Komponente von der Ordnung derjenigen 
der Sonne sein dürfte. 
Über die, verwickelten Schwankungen der Periode 
des Lichtwechsels von Algol, die seit Arg. anders — 
Zeiten Gegenstand zahlreicher Untersuchungen „wesen 
sind, konnte die vorliegende Studie keine we “ntlich 
neuen Aufschliisse en, er Schwankue Fe © 
































Rees der dritten Rouen her. Eine ee 
eingehendere Betrachtung dieser Frage von _Hellerich 
findet sich in Astr. Nachr. 5007. 
Von ‘den bei den lichtelektrischen Messungen be 
nutzten drei Vergleichsternen wurde einer, § Persei 
um 0,04” oder -0,05™ veränderlich gefunden. Dies be 
stätigt die gelegentlichen lichtelektrischen Messungen _ 
des Sternes in Babelsberg 1913—14, die ebenfalls Ver- - 
inderlichkeit ergeben hatten (Veröff. Berlin.Babelsb. — 
Bd. II, Heft '3, 1918). -Der Lichtwechse] hat wahr- 
scheinlich Bedeckungscharakter. N 
1) In der Abhandlung von Stebbins eteht-200, was 7 
ebenso wie die daraus corer Folgerung auf einem —_ 
Versehen beruhen muß. : 



