


















Heft 5. ] 
k m. 1. 1915 
za sein, in dem zweifellos festgestellt werden 
konnte, ob die konstante Radialgeschwindigkeit 
der Linien H und K die des Systemschwerpunkts 
ist. In den untersuchten Fällen wurde nämlich 
stets die Schwerpunktsgeschwindigkeit des Sy- 
' stems sehr klein gefunden, so daß die Geschwin- 
’ "digkeit des Systems relativ zur Sonne sehr nahe 
_ gleich der Geschwindigkeit der letzteren und daher 
keine sichere Entscheidung der Frage möglich 
| ist. 
Diesen ersten Anfängen einer Theorie der 
3 Cephei: Veränderlichen stehen noch gewichtige 
Bedenken entgegen, von denen nur eins hier er- 
_ wähnt sei: die Abweichung des Helligkeitsmaxi- 
mums von dem Maximum der negativen Ge- 
| schwindigkeit, die nach der Theorie im Durch- 
schnitt Null sein sollte, hat in den bisher be- 
_ kannten Fällen einen ausgesprochen systema- 
_ tischen Charakter, indem in 8 von den 10 Fällen 
as Helligkeitsmaximum vor dem negativen Ge- 
_ sehwindigkeitsmaximum eintritt. Diese Abwei- 
_ ehungen gehen bis zu mehr als 60°; in dem neu 
_ hinzukommenden Falle ß Cephei berries sie in dem 
Wi gleichen Sinne sogar 65°. Man ersieht bereits 
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Guthnick u. Prager: Die Anwendung der lichtelektrischen Methode usw. 55 
Durchmusterung der spektroskopischen Doppel- 
sterne mit kürzeren und mittleren Umlaufszeiten 
unternommen. Das Ergebnis war ein derartiges, 
daß wir bereits nach wenigen Monaten das wei- 
tere Suchen nach Veränderlichen aufgeben muß- 
ten, um erst einmal die wichtigeren der gefunde- 
nen neuen Veränderlichen zu erledigen. Bemer- 
kenswerterweise gehören fast alle von uns bisher 
gefundenen Veranderlichen, soweit ein Urteil 
darüber bereits möglich ist, dem 6 Cephei-Typus 
an, obwohl wir aus hier nicht zu erörternden 
Gründen die sehr frühen Spektralklassen bevor- 
zugt haben, in denen nach den bisherigen Erfah- 
rungen 6 Cephei-Sterne gar nicht oder doch 
höchst selten, dafür verhältnismäßig um so häu- 
figer Algol- oder ß Lyrae-Veränderliche hätten 
angetroffen werden sollen. Wir haben von letz- 
teren bisher höchstens einen gefunden. Es ist 
demnach zu hoffen, daß schon in wenigen Jah- 
ren genügend Material zum Aufbau einer Theorie 
der 6 Cephei-Sterne vorhanden sein wird. 
Ein zweiter der neu aufgefundenen Veränder- 
lichen ist die hellere Komponente des visuellen 
Doppelsterns « Canum venaticorum. Es war seit 



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a Canum-d Ursae in Großen 
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Phase 0 1 2 3 
Fig. 3. 
daraus, daß es dringend nötig ist, das Beobach- 
‘tungsmaterial noch ganz erheblich zu vermehren, 
bevor ernstlich an die Erklärung der Veränder- 
lichen vom 6 Cephei-Typus geschritten werden 
kann. Die. Erfüllung dieser Forderung würde 
aber eine sehr mißliche und langwierige Sache 
sein, wenn man auf die bisherigen astrophoto- 
‘metrischen Methoden angewiesen wäre; sind doch 
seit der Entdeckung des ersten der 10 helleren 
6 Cephei-Veränderlichen 130 Jahre verflossen! 
| Die verhältnismäßig geringe Genauigkeit der bis- 
herigen Meßmethoden brachte es weiter mit sich, 
daß im wesentlichen nur die extremen Fälle (die- 
jenigen mit den größten Lichtwechsel-Amplituden, 
35 % der Intensität und mehr) gefunden werden 
konnten, betreffs deren mancherlei Anzeichen da- 
für sprechen, daß sie in physikalischer und me- 
chanischer Beziehung nicht typisch für ihre 
Klasse, sondern durch Nebenerscheinungen kom- 
plizierte Fälle sind, wodurch die Erklärung der 
Erscheinungen noch mehr erschwert wird. 
Untersuchung von 
eine systematische 



Nach Beendigung der 
ß 3 Cephei wurde zunächst 
Nw. 1915. 












4 #3 6 7. 8 
Lichtkurve von « Canum venaticorum. 
mehreren Jahren bekannt, daß das Spektrum 
dieses Sternes Absorptionslinien enthält, deren 
Stärke erheblichen Schwankungen unterworfen 
ist. Neuerdings hat man gefunden, daß diese 
Schwankungen in einer Periode von rund 5t/s 
Tagen verlaufen, und daß parallel hiermit Ver- 
schiebungen der Linien gehen, so daß die spektro- 
skopische Duplizität des Sterns außer Zweifel 
stand. Ein merkwürdiges Zusammentreffen ist 
es, daß die Linien mit wechselnder Intensität sehr 
nahe mit den stärksten Linien des auf der Erd- 
oberfläche seltenen Europiums zusammenfallen. 
Dies ist nicht ohne Interesse, da in neuerer Zeit 
die Gruppe der seltenen Erden in den Verdacht 
geraten ist, daß sie eine ähnliche Rolle wie die 
der radioaktiven Elemente spielt. Die lichtelektri- 
schen Messungen ergeben eine in 5t/s Tagen ver- 
laufende periodische Helligkeitsschwankung von 
0,051 Größenklassen. Die Fig. 3 stellt die Licht- 
kurve des Veränderlichen dar. 
Von den Eigentiimlichkeiten dieses Sternes 
sei nur eine noch hervorgehoben. Aus zahlreichen 
lichtelektrischen Messungen an den verschiedenen 
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