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* Linie 
670 Astronomische 
1919). ° Diese drei Klassen faßt er in. zwei Haupt- 
gruppen zusammen, die denen von Phillips nahezu 
entsprechen. Die kurzperiodischen physischen Ver- 
änderlichen (§ Cephei und Verwandte) lassen sich in 
ähnlicher Weise gruppieren und bekunden auch darin 
ihre mutmaßliche Verwandtschaft mit den Mira- 
stiernen. 
Im Astrophys. Journal Bd.. 53, 179, 1921, legt 
Hagen seine Gruppierung der langperiodischen : Ver- 
änderlichen etwas ausführlicher dar. Die drei Gruppen 
sind: I. Sterne mit gleichmäßiger Helligkeitsbewegung, 
d. h. Anstieg und Abfall der Helligkeit nahe gleich 
schnell und Maximum und Minimum gleich geformt; 
Ila. Sterne mit flachem Minimum; IIb. Sterne mit 
steilem Anstieg der Helligkeit zum Maximum. Dieerste 
Gruppe ist bei weitem am zahlreichsten vertreten. Der 
Wert von (M—m) :P oder von [2 (M— m) —P]:P 
hat einen fortschreitenden Gang von I nach IIb; 
(M — m) : P ist durchschnittlich am größten in Gruppe 
I, am kleinsten in Gruppe IIb. Hier bedeutet: P die - 
Periode des Lichtwechsels, M die Zeit der Phase des 
Maximums, m die Zeit oder Phase des Minimums. Die 
Phase qs des Gliedes dritter Ordnung in der Fourier- 
entwicklung der Lichtkurve nimmt dabei durchschnitt- 
lich von 190° auf 97° ab, usw. Die erste Gruppe ist 
von den beiden anderen mehr verschieden als diese 
untereinander. Guthnick. 
Die weiteren Untersuchungen Merrills über die 
Spektren der langperiodischen Veränderlichen vom 
Miratypus (Md=III. Typus mit hellen Wasserstoff- 
und anderen Linien), über die früher schon an dieser 
Stelle berichtet wurde, ergaben die folgenden, für diese 
Sterne anscheinend charakteristischen Züge. Es gelang 
Merrill 6 Veriinderliche der Klasse spektroskopisch 
über einen beträchtlichen Teil des Helliokeitswechsels 
‚bis nahe ans Minimum zu verfolgen. Dazu kommt der 
hellste Mirastern, o Ceti, der bereits anderweitig 
untersucht worden war. Die Emissionslinien Hy, Hy, 
A 4202 Fe, 14308 Fe, X 4571 Mg und viele andere zeigen 
periodische Veriinderungen mit dem Lichtwechsel. Sie 
sind nicht beständig sichtbar, sondern erscheinen nach 
dem Helligkeitsmaximum in der angegebenen Reihen- 
folge. So ist im Durchschnitt die Emissionslinie Hs 
im Minimum der Helligkeit (Phase — 0,4 P, P=Pe- 
riodenlänge) unsichtbar, erscheint jedoch bald darauf, 
bei der Phase — 0,3 P.- Im Maximum der Helligkeit, 
Phase 0,0 P, hat sie noch nicht das Maximum ihrer 
Intensität -erreicht, das erst zwischen +01 P und 
+ 0,2 P eintritt. Bei der Phase + 0,4 P wird die 
wieder unsichtbar. -Die Linie HI, erscheint 
etwas später, erreicht ungefähr die gleiche maximale 
Intensität wie Hy und wird dann relativ stärker als 
Hg, da sie später verschwindet. Die Linie 4571 er- 
scheint erst nach dem Maximum, bei der Phase + 0,1 
bis + 0,2, erreicht ihre größte Intensität bei der Phasa 
+ 0,4 und verschwindet zwischen + 0,6 und 0,7, un- 
mittelbar nach dem Minimum der ‚Helligkeit. Wäh- 
rend Hg und H, ungefähr gleich hell werden, bleiben 
die übrigen Linien wesentlich. schwächer. - Das Ver: 
halten der Linien ist mit veiner typischen mittleren 
Lichtkurve verglichen, die aus den mittleren Licht- 
kurven von 5 Mirasternen gebildet ist. Ihre Ampli- 
tude ist 5,3 Größenklassen, die Dauer des Anstieges 
der Helligkeit 0,4. der ganzen Periode. Das Ver- 
schwinden der Wasserstofflinien‘ im Minimum der 
Helligkeit scheint nicht stets einzutreten, wenigstens 
haben Adams und Joy Wg, Hy und Hy entgegen an- - 
- deren Beobachtern im Spektrum von o Ceti wail 
HI, folgenden relativ schwach. Hy verhält sich v. 
für diejenigen Sterne berechnen, bei denen die 
‚Sterne bisher nicht zu beobachten waren. Die 












































Mitteilungen. 
eines Minimums als sehr verwaschene, stark nach d 
roten (!) Ende des Spektrums verschobene Emissio 
bänder beobachtet. Überhaupt findet man starke Unter- 
schiede in den Spektren von einem Helligkeitszyklus 
zum andern, wie ja auch die Lichtkurven dieser Stern. 
sehr unbeständig sind. ce 3 5 
Wie aus dem Vorstehenden hervorgeht, ist auch 
relative Intensität der Wasserstofflinien in den Mira- 
spektren veränderlich. Während des Helligke 
maximums ist sie sehr verschieden von den Labora 
riumswerten. Hy und ein Teil der ultravioletten 
Linien sind dann relativ kräftig, Hg, He und die auf 
Fall zu Fall verschieden. Hg scheint in der Regel 
hellen Maxima kräftig, in schwachen Maxima sehw: 
zu sein. Das Titanoxyd-Absorptionsband verhält siel 
umgekehrt. Die Veränderlichen der Spektralklasse N 
die den Md-Sternen nahe verwandt scheinen, verhal 
sich hinsichtlich der Wasserstofflinien ähnlich wie 
letzteren. EI 
Die nicht dem Wasserstoff angehörenden Emissions 
linien verändern, wie oben schon angedeutet, ebenfall 
periodisch ihre Intensität, erscheinen jedoch späteı 
nach dem Minimum als Hy und #H,, einige sogar ers 
nach dem Helligkeitsmaximum. Die Magnesiumlini : 
4571,114, eine Linie niedriger Temperatur, ist nahe — 
dem Maximum in der Regel als Absorptionslinie— 
sichtbar. RE 
Veränderliche Verschiebungen der Linien sind i 
den Md-Spektren außer dem einen angedeuteten Falle 
von 9 Ceti, in dem die Emissionslinien, die sonst stets 
nach dem Violetten verschoben sind, im Minimum na 
dem Roten verschoben erschienen, bisher nicht m 
Sicherheit festgestellt worden, Es ist aber nicht ai 
geschlossen, daß sich kleine periodische Verschiebun en 
mit ‘dem Lichtwechsel, ähnlich denen der 6 Cephei- 
Sterne, in Zukunft bei einzelnen Mirasternen her: 
stellen werden. In einem Falle mit ungewöh 
kurzer Periode scheint dies bereits der Fall zu se 
Über das Verhalten des kontinuierlichen Spektru 
und der Absorptionslinien ist noch wenig bekannt. 
Emissionslinien sind, wie bereits bemerkt, relativ 
den Absorptionslinien stark nach dem Violetten 
schoben (umgekehrt wie bei den Novae!), wenigs 
gilt dies fiir die Umgebung des Helligkeitsmaximum 
Die Absorptionslinien geben wahrscheinlich die wahren 
Radialgeschwindigkeiten der Sterne. . Ludend 
(A. N. 212, 483 und 213, 297) hat gezeigt, dal 
scheinend eine in erster Näherung als linear z 
trachtende Beziehung zwischen dem Betrag der re 
tiven Verschiebung der hellen Linien gegen die dunk 
und der Länge der Lichtwechselperiode besteht 
Verschiebungen sind durchschnittlich um so größer: 
länger die Periode. Legt man diese Beziehung z 
grunde, so kann man die Radialgeschwindigkeit a 
sorptionslinien infolge zu geringer Helligkeit d 
tistische Behandlung des so erhaltenen Materials er, 
daß die Radialgeschwindigkeit durchschnittlich m 
wachsender Periode des Lichtwechsels abnimmt. Dies 
Gesetz ist auch in den lateralen Eigenbewegungen d 
Mirasterne angedeutet. Eine ähnliche Beziehung 
steht bei den § Cephei-Sternen, deren Verwandtscha 
mit den Mirasternen auch hierin eich kundgib 5 
. Guthni 



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