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S. 423, unsere Entfernung von ß Lyrae mit großer 
Wahrscheinlichkeit auf 620 Lichtjahre veranschlagen, 
entsprechend einer Parallaxe von nur (0,005; die 
zwischen 5500 und 4350 Ä gemessene Dispersion im 
interstellaren Raum kann also, wenn sie überhaupt 
existieren sollte, höchstens +9.10-7 betragen. In 
einem nachfolgenden Referat soll über eine noch weit 
schärfere Abschätzung berichtet werden. 
Neuere Literatur: 
a) Spektrum von ß Lyrae: 
Ralph H. Curtiss, Publ. of the Allegheny Observ. of 
the Univ. of Pittsburgh, vol. IZ, 8. 73—120, 1911—12. 
0 7 2 3 4 5 6 7 8 
Astronomische Mitteilungen. 




ED 
[Die Natur | 
wissenschaften 
4m,589. Gesamte also 
Größenklassen. 
Es entstand nun die Aufgabe, diese Lichtkurve, die 
in ihren allgemeinen Zügen schon Argelander bekannt | 
war, durch ein mechanisches Modell zu deuten. Die 
von @. W. Myers, Astroph. Journ. 7, 1898, S. 1 at gy 
gestellte ,,Bedeckungshypothese“ ist heute für B Lyrae 
von den meisten Forschern angenommen, Nach ihr 
besteht ß Lyrae aus zwei Sternen, die in 12,92 Tagen 
einen Umlauf um den Schwerpunkt ihres Systems 
machen. Da die Erde sich ungefähr in der Bahnebene 
befindet, so wird bisweilen die eine Komponente ganz ~ 
et gleich 0,877 || 
& 10 ui 


Fig. 2. Lichtkurve von 

ß Lyrae, nach Guthnick — 

und Prager. 




Phase = Anzahl der Tage 

seit dem Haupt-Minimum. 







S 
Sonne =@=464 Licht- 
u sek. «u 
| | Fig. 3. Doppelstern- 
Modell für B Lyrae. 
Maßstab = Ein Billiontel 
der natürlichen Größe. 
| | 
S S 
ee SS SS 
Aufriß = Elongation 
= Zweites Maximum = Phase X. 
b) Lichtkurve von ß Lyrae: 
Ralph H. Curtiss, Publ. of the Astron. Detroit-Observ. 
of the Univ. of Michigan, vol. 7, S. 87—103, Ann 
Arbor (Mich.) 1913. 
Joel Stebbins, Lick Observatory Bulletin, vol. 8, Nr. 277, 
S. 186—192, Berkeley (Calif.) 1916. 
P. Guthnick und R. Prager, Berl. Ber. 1917, Nr. 12, 
S. 222—242, 
Die beiden letztgenannten Arbeiten bringen als be- 
sonderen Fortschritt die Anwendung der lichtelek- 
trischen Rubidiumzelle, vgl. „Die Naturwissenschaften‘“, 
3. Jahrg. 1915, S. 53. Die Messungen von Guthnick 
und Prager führen auf die in Fig. 2 wiedergegebene 
Lichtkurve. Die Helligkeit des Vergleichssterns 
y Lyrae (Fig. 1) ist gleich 3m,550 gesetzt. Dann er- 
gibt sich die Helligkeit von ß Lyrae in beiden Maximis, 
Punkte d und % der Lichtkurve, zu 3m,712, im Neben- 
minimum, Punkt g der Lichtkurve, zu 4m,129, im 
Hauptminimum, Punkte » und a der Lichtkurve, zu 




Seitenriß = Konjunktion 
= Neben-Minimum = Phase g. 
oder teilweise durch die andere Komponente verdeckt, 
wenn für unser Auge diese vor jener vorüberzieht. 
Bei dem bekannten Veränderlichen Algol kommt 
man nun mit der Hypothese aus, beide Komponenten 
seien Kugeln; bei Algol ist nämlich die maximale 
Helligkeit längere Zeit konstant. Nicht so bei ß Lyrae, 
dessen Helligkeit sich auch im Maximum, bei cde 
und «kl der Lichtkurve, stetig ändert. Diese Schwie- 
rigkeit löst Myers durch die Annahme, beide Körper 
seien Ellipsoide, deren große Achsen dauernd mit der, 
Verbindungslinie der Mittelpunkte beider Ellipsoidk 
zusammenfallen. Beim Umlauf der Ellipsoide um den 
Systemschwerpunkt bieten diese uns dann Konturen 
(„Scheiben“) von wechselnder Flächengröße dar, dies 
bedingt einen stetigen ‚„Rotations-Lichtwechsel“, der 
der Lichtkurve auch im Maximum die beobachtete 
Rundung verleiht. 
Im Interesse der rechnerischen Einfachkeit setzt 
Myers zwei Umdrehungs-Ellipsoide voraus, die einander 



