

mit abnehmender Helligkeit gleichfalls schwächer 
wird. Die Schwankungen sind für die photographisch 
_ wirksamen Strahlen durchschnittlich größer als für 
die visuellen. Neben den Absorptionsstreifen des 
' Wasserstoffs, Heliums und anderer metallischer 
Elemente haben Stratton und Newall im Spektrum 
der Nova Geminorum 2 solche des Sauerstoffs und 
 Stickstoffs nachgewiesen. Die Absorptionsstreifen, 
insbesondere des Wasserstoffs, bestehen zeitweise 
aus mehreren Komponenten mit großen Verschie- 
bungen mach dem Violett. Die Linien sind um 
so verwaschener und breiter, je stärker sie nach dem 
Violett verschoben sind. Als Dopplereffekt aufgefaßt, 
ergibt sich aus der Verschiebung eine zeitliche Zu- 
‘nahme der Geschwindigkeit der absorbierenden Gase. 
Im Laufe der Entwicklung verschwinden zunächst die, 
brechbareren Serien der Absorptionsstreifen und: schließ- 
lich alle insgesamt. Für das zweite Stadium ist 
weiterhin besonders charakteristisch das Auftreten von 
breiten Emissionsbanden, vor allem des Wasserstofis, 
an den roten Enden der Absorptionen. 
Das dritte sogenannte Nebelstadium wird einge- 
leitet durch das Auftreten des Emissionsbandes bei 
i, 4640, dem die bekannten in den Spektren der Gas- 
nebel sich wiederfindenden sogenannten Hauptnebel- 
linien bei } 5007, 4959, 4363 und noch andere weiter 
im Ultraviolett liegende helle Banden folgen. Das 
kontinuierliche Spektrum ist relativ lichtschwach; die 
intensiv hellen Emissionsbanden des Wasserstoffs 
und die Nebellinien geben dem Spektrum das charak- 
 teristische Gepräge. In diesem Stadium ist die Uber- 
einstimmung des Novaspektrums mit demjenigen der 
_ Gasnebel eine ziemlich vollkommene. 
Im letzten Stadium fehlen die früher so intensiv 
- hellen Hauptnebellinien; es sind nachgewiesen die 
Wasserstoffemissionen und noch einige andere, von 
denen die bei A 4688 liegende, dem ionisierten Helium 
zugehörig, besonders charakteristisch für dies letzte 
Stadium der Nova ist. Die Intensität der Emissions- 
banden. ist gegenüber dem vorausgegangenen Nebel- 
stadium relativ zu demjenigen des kontinuierlichen 
Untergrundes stark zurückgegangen. Das Nova- 
spektrum hat den Charakter des Nebelspektrums ver- 
loren und ähnelt eher dem eines O- oder Wolf-Rayet- 
Sterns, 










Wenn auch durch den Spektralcharakter eine ziem- 
lich sichere und präzise Definition einer Nova ge- 
geben ist, so hat auch sie nur eine rein formale, 
sich wieder nur auf die äußeren Merkmale des Spek- 
_trums stützende Bedeutung. Irgendwelchen tieferen 
Einblick in die physikalischen Verhältnisse, besonders 
in Beziehung auf die Ursachen der Veränderungen 
gewährt sie nicht. Nun hat J. G. Hagen im Astro- 
physical Journal Vol. 54, 229—236, eine Definition 
für die neuen Sterne vorgeschlagen, die dem bestehen- 
den Mangel abzuhelfen versucht, gleichzeitig aber eine 
enge .physische Verwandtschaft mit den O-Sternen, 
den planetarischen Nebeln, mit einigen unregelmäßigen 
- Veränderlichen und nicht zuletzt mit den Cepheiden* 
nachweist. 
Indem diese Definition der von zahlreichen Beob- 
-achtern bei den ‘neuen Sternen festgestellten Nebelhülle 
_ Rechnung trägt, stützt sie sich zunächst auf die be- 
kannte Theorie von Seeliger, daß die neuen Sterne 
“durch Zusammenstöße mit kosmischen Wolken oder 
Staubmassen entstanden sind. Hagen ergänzt oder 
"spezifiziert diese Seeligersche Hypothese in gewissem 
_ Sinne durch Einführung des Begriffes des „kometa- 
rischen Nebels“. tee 

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Astronomische Mitteilun 

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gen. 701 
Langjährige Beobachtungen auf der vatikanischen 
Sternwarte hatten nämlich Hagen zu der Einsicht ge- 
führt, daß der ganze für uns sichtbare Himmel mit 
nichtleuchtenden Nebelmassen überzogen ist?). Gleich- 
wie ein Komet bei Annäherung an die Sonne, d. h. 
im Perihel seiner Bahn vielfach eine gewaltige Hellig- 
keit entwickelt, so nimmt auch Hagen von diesen 
dunklen kosmischen Nebelmassen an, daß in ihnen eine 
Leuchterscheinung erregt wird, sobald’ sie in die Nähe 
eines wie die Sonne leuchtenden Sternes treten. Einen 
Nebel von diesen besonderen Eigenschaften bezeichnet 
Hagen als „kometarischen Nebel“. Im übrigen gleicht 
rein geometrisch der zeitliche Helligkeitsverlauf eines 
Kometen in vieler Hinsicht demjenigen eines neuen 
Sternes, so daß ein nur einmal erscheinender Komet 
nicht ohne Grund als ein neuer Stern unseres Sonnen- 
systems anzusprechen ist; hinsichtlich des Spektrums 
zeigen sich indes bei beiden wesentliche Verschieden- 
heiten. 
Gemäß dieser spezifizierten Seeligerschen Hypothese 
eines „kometarischen Niebels“ sind nach Hagen die 
§-Cephei-Veriinderlichen enge _Doppelsternsysteme, 
deren eine Komponente der kometarische Nebel und 
deren andere Komponente ein Stern wie die Sonne, 
aber von relativ kleiner Masse ist. Der Stern um- 
kreist den Nebel in einer stark exzentrischen Bahn; 
in der Nähe des Perihels der Bahn wird der kometa- 
rische Nebel infolge der nahen Nachbarschaft des leuch- 
tenden Sternes stärker zum Leuchten angeregt als im 
Aphel; zugleich ist die Leuchterscheinung wegen des 
im Verhältnis zum Nebel kleinen Sterns nur lokalen 
Charakters. 
Diese für die Cepheiden gegebene Erklärung läßt 
sich nun sinngemäß auf verschiedene andere Klassen 
von Veränderlichen, insbesondere auf die neuen Sterne 
übertragen; die Art der Vieränderlichkeit hängt wesent- 
lich von der Bahn ab, welche der Stern relativ zu dem 
kometarischen Nebel beschreibt. 
1. Der Stern geht verhältnismäßig nahe an dem 
Nebel vorbei, jedoch ohne daß ein Kontakt mit letz- 
terem stattfindet; die Geschwindigkeit relativ zum 
Nebel sei hyperbolischen Charakters, In der Nebel- 
nähe wird der Strahlungseffekt des Sterns ein Erleuch- 
ten der benachbarten Teile des Nebels hervorrufen. Es 
wird ein Maximum der Helligkeit eintreten, aber ohne 
Wiederholung. Daß bisher derartige Veränderliche 
nicht einwandfrei nachgewiesen sind, liegt nach Mut- 
maßung von Hagen an der geringen Helligkeitsände- 
rung und an der verhältnismäßig kurzen Dauer der 
Lichteruption. Hagen vermutet, daß die sogenannten 
teleskopischen Novae wie T Bootis und U Scorpii dieser 
Klasse angehören. 
2. Der Stern streift den kosmischen Nebel ent- 
weder nur einmal oder auch öfter; es findet eine ein- 
malige oder eine in ungleichmäßigen Zeitabständen 
erfolgende Aufhellung von wesentlich größerem Be- 
trage statt. Die unregelmäßigen Veränderlichen wie 
P Cygni, T Tauri und P Pyxidis, welehe schon nach 
ihrem Spektrum zu urteilen mit den neuen Sternen 
nahe verwandt sind, haben wir zu dieser Gruppe zu 
zählen. 
3. Der Stern dringt in den Nebel ein mit einer 
Geschwindigkeit, die hinreichend groß ist, um den 
durch den Nebel gebotenen Widerstand zu überwinden 
und sich relativ zu letzterem in einer hyperbolischen 
2) Vgl. den Aufsatz von J. G. Hagen „Milchstraße 
und Niebelstraße“ in „Naturwissenschaften“, 9. Jahr- 
gang, 1921, 935—938. 



