

ide werden mr ees siigeloet t, even Wände 
N Aussehmieren. mit Ton abgedichtet sind. Es 
nur zwei ständig bewohnte Gite: Arisch an der 
te, das schon seit dem 10. Jahrhundert yor Chr. 
besteht, mit 7500 Einwohnern und Nakl, 150 km süd- 
lieh von diesem, an der Siidgrenze des Gebietes, in- 
mitten einer völlig vegetationslosen Steinwüste, Dieser 
3 Ort. mit 800 inwohllern lieet auf der Straße der 
Mekkapilger, halbwegs zwischen Suez und Akaba, und 


4 ist wahrscheinlich erst eine arabische Gründung. Viel- 
fach finden sich in der Wüste prähistorische Reste. 

Interessant ist der Abbau auf Malachit in Maghara 
im eigentlichen Sinaigebiet, der schon seit 
-3000—1500 vor Chr. von Agyptern betrieben wurde 
und somit das älteste beglaubigte Bergbauunternehmen 
yt der Erde sein dürfte, : OB, 
_ Astronomische Mitteilungen. 
Zur Statistik der § Cephei-Sterne. Die normale 
2 em eines gewöhnlichen § Cephei-Veränderlichen hat 
einen mehr oder weniger steilen Anstieg der Helligkeit 
vom Minimum zum Maximum und einen sanften Abfall 
' der Helligkeit vom Maximum zum Minimum. Von den 
nahe verwandten Veränderlichen vom & Geminorum 
und vom Antalgoltypus haben die ersteren symmetrische 
Kurven, die letzteren dagegen Kurven mit extrem 
nee Anstieg. Die Derioden der gewöhnlichen 
3 ee Sterne haben ein Häufigkeitsmaximum bei 
etwa 5 Tagen, die der Antalgolsterne bei etwa 0,5 Tagen, 
während die Zahl der & Geminorum-Sterne noch zu 
Eine für statistische Untersuchungen ist. Ludendorff 
- unterwirft nun in Astr. Nachr, 5006 die Form der 
: Lichtkurven dieser Veränderlichen einer statistischen 
3 Betrachtung. Als Bee fiir die Asymmetrie kann man 
E 
aie 








M— 
die Größe ¢ ge = —— — * betrachten, worin M—m die 
SEN = 
4 Zeit vom Minimum bis zum Maximum der Helliekeit, 
=: die Periode des Lichtwechsels bezeichnet. Liegt das 
"Minimum gleichweit von den umschließenden beiden 
Maxima entfernt, so ist e=0,50; je steiler der An- 
_ Stieg der Helligkeit, desto kleiner ist ¢. Trägt man 

"diese Größen eg, ‘ale für 91 Sterne mit Perioden zwischen: 
Bm 
und 30 Tagen bekannt sind, mit dem Argument P als 
Abszisse in ein Koordinatennetz ein, so zeigt sich eine 
auffallend ungleichmäßige Verteilung der gc, Bei 
‚Sternen mit Perioden zwischen 9 und 13 Tagen kommen 
Jiichtkurven, für die e kleiner als 0.3 ist, nicht vor, 








lich gleichmäßig über das von ihnen bedeckte Intervall 
verteilt sind. Mit anderen Worten, die Größen ¢ sind 
dur chschnittlich für die kürzesten Perioden am kleinsten 
und nehmen mit zunehmender Periodenlänge zu, bis P 
‚etwa gleich 11 Tage ist. Mit noch weiter anwachsender 
Periodenlinge nimmt ¢ wieder ab. Die ö Cephei-Sterne 
mit Perioden, die kleiner als 1 Tag sind, also im 
‚wesentlichen die Antalgolsterne, fügen sich dieser Ge- 
 setzmäßigkeit ein, für sie hat ¢ durehschnittlieh den 
Eine weitere wichtige Gesetzmäßigkeit ergab sich 
- bei der. Vergleichung Yen Größen, ¢ mit dem Abstand 
der Veränderlichen von der Milchstraße, der galakti- 
die § Cephei-Sterne mit ganz kurzer Periode (kleiner 
als 1 Tag) gleichmäßig über den Himmel verteilt sind, 
daß dagegen diejenigen mit Perioden von 2 bis 30 
; Tagen sich sehr stark gegen die Milchstraße zusammen- 
' drängen, so daß kaum ein § Cephei-Stern in größerer 
_ Entfernung von der Milchstraße gefunden wird. Die 

während für die übrigen Periodenwerte dis € erträg- : 
schen Breite ß. Man hat bereits früher erkannt, daß - 


Vergleichung der Größen e mit ß ergab, daß mit zu- 
nehmendem ¢ der durchschnittliche Abstand der Sterne 
von der Milchstraße abnimmt. Es ist z.B. für ge = 0,13 
bis 0,16 der mittlere Abstand ß. = 0,7°, für e = 0,25 
bis 0,28 B = 4,0%: für © —=.0,45° bis.0,48 Bu = 7,79, für 
&> 0,48 Bn = 13,1°%. Für die Sterne mit. ganz 
kurzen Perioden (kleiner als 2, Tage) scheint 
kein Zusammenhang zwischen ¢ und pf zu be- 
stehen. Diese letzteren Sterne zeigen aber noch 
eine andere Eigentümlichkeit. Ihre scheinbare Hellig- 
keit ist im Durchschnitt um so geringer, je weiter sie 
von der Milchstraße entfernt sind. Bei den Sternen 
mit P größer als 2. Tage ist das von vornherein zu er- 
wartende entgegengesetzte Verhalten angedeutet. 
Neue spektroskopische Bahnelemente von S Sagittae 
und SUCygni. Die Zahl der Veränderlichen vom 
6 Cephei- und verwandten Typus, für die eine ein- 
‚gehende Untersuchung ihrer periodischen Linien- 
verschiebungen - vorliegt, ist immer noch sehr gering. 
In A. N. 5021 fügt ihr Hellerich die beiden § Cephei- 
Sterne S Sagittae und SU Cygni hinzu, für die bisher 
nur vorläufige Bestimmungen vorlagen. Die Radial- 
geschwindigkeitsbestimmungen sind von der Lick- 
Sternwarte zur Verfügung gestellt worden. Ohne Rück- 
sicht auf die Zweifel, die gegenwärtig der Deutung der 
periodischen Linjénverschiebungen als Folge der Bakes 
bewegung in einem engen Doppelsternsystem mit der 
gleichen Umlaufszeit wie die Periode des Lichtwechsels 
entgegengebracht werden; sucht man nach wie vor 
die Linienverschiebungen durch eine  elliptische 
Bahnbewegung darzustellen. Die vorliegenden Sterne 
haben beide die Eigentümlichkeit, daß ihre Radialge- 
schwindigkeit außer der periodischen Schwankung einen 
mit der Zeit fortschreitenden Gang zeigen, wenigstens 
innerhalb der von. den Beobachtungen bedeckten 
kurzen Zeitspanne von 134 bzw. 117 Tagen. Wahr- 
scheinlich handelt es sich um eine Erscheinung von 
"längerer Periode, über deren Charakter sich zurzeit 
nichts Bestimmtes aussagen läßt, da mindestens drei 
a priori gleich wahrscheinliche Erklärungsmöglichkei- 
ten vorliegen. In jedem Falle aber sind sie für die Theorie 
dieser Klasse von Veränderlichen von großer Bedeutung. 
Die Bahnelemente ergeben sich durchaus mit den 
für § Cephei-Sterne typischen Eigentümlichkeiten — 
große Exzentrizität, Periastron in der Nähe von 90°, 
kleine Massenfunktion usw. Die Vergleichung mit 
einer von Ludendorff aufgestellten Beziehung zwischen 
den Bahnelementen von § Cephei- und verwandten 
Sternen ergab, das SU Cygni zu den § Cephei-Sternen, 
S Sagittae dagegen zu den & Geminorum-Sternen zu 
rechnen ist, trotzdem seine Lichtkurve, die durch ein 
starkes sekundäres Maximum ausgezeichnet ist, mehr 
der ersteren Gruppe ähnlich ist. SSagittae fällt auch 
dadurch auf, daß das Helligkeitsmaximum nach dem 
Knotendurchgang stattfindet, während es bei den übri- 
gen ö Cephei-Sternen im allgemeinen vor demselben 
liegt. Jedoch ist dieses Verhalten wegen der noch be- 
stehenden Unsicherheit der Bahnelemente nicht zweifel- 
los gesichert. Guthnick. 
Uber die Eigenbewegungen der Fixsterne. Den 
beiden bekannten Hypothesen über die Eigenbewegun- 
gen der Fixsterne, der Kapteyn-Eddingtonschen Zwei- 
schwarmhypothese und der Ellipsoidhypothese Schwerz- 
schilds und Chariiers, würde von 8. Oppenheim eine dritte 
gegenübergestellt, nach der die in den Spezialbewe- 
gungen der Fixsterne festgestellten Gesetzmäßigkeiten 
den gleichen systematischen Charakter aufweisen wie 
jene, die sich im geozentrischen Lauf des Schwarmes 
der kleinen Planeten vorfinden. Es ist hochinteressant, 



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