


















also gemäß der erwähnten Theorie die licht- 
schwächere Komponente die Hauptträgerin des 
i Lichtwechsels sein. Hiermit vergleiche man 
‘ die Andeutungen von sekundären Maxima in 
len Lichtkurven von ß Cephei und besonders von 
Bootis, die kurz vor dem Minimum der Hellig- 
keit auftreten, da, wo der erwähnten Theorie 
gemäß das Maximum der Nebenkomponente sein 
müßte. Auch unter den älteren 8 Cephei-Sternen 
kennt man nicht wenige Fälle mit ähnlichen se- 
_ kundären Maxima. Theoretisch wäre auch der 
_ Fall durchaus denkbar, daß die beiden Komponen- 
ten einen nahe gleichgroßen Lichtwechsel zeigen; 
dann würde eine Lichtkurve entstehen, die leicht 
mit einer § Lyrae-Kurve (wechselseitige Be- 
_ deckung und Rotation zweier ellipsoidisch ge- 
- formter, nahezu gleichheller Komponenten) ver- 
I wechselt werden könnte, obwohl ihre Entstehung 
eine total verschiedene ist. 
‘ 
1 
8 
i 
| 
Von den vier im Vorhergehenden behandelten 
- Sternen gehören drei, nämlich ß Cephei, « Canum 



Guthnick u. Prager: Die Anwendung der lichtelektrischen Methode usw. 57 
lichen), die in der Regel sehr frühen Spektral- 
klassen angehören, die Lichtkurven nicht reine 
Bedeckungskurven, oder die Kombination einer 
Bedeckungskurve mit der Lichtkurve eines rotie- 
renden Ellipsoids, darstellen, sondern durch einen 
aufgepfropften 6 Cephei-Lichtwechsel mehr oder 
weniger modifiziert werden. Diese Betrachtung 
vermag vielleicht einiges Licht auf zwei bisher 
unerklärte Wahrnehmungen zu werfen: auf die 
merkliche Asymmetrie der Lichtkurve einiger 
Algol-Veränderlicher, die nicht in der Bahnexzen- 
trizität ihren Grund haben kann, und auf die 
Tatsache, daß bei mehreren Verfinsterungsver- 
änderlichen das Helligkeitsminimum nicht genau 
mit der aus den spektrographischen Daten sich 
ergebenden Konjunktion der Komponenten zu- 
sammenfällt. 
Außer diesen Untersuchungen auf dem Gebiet 
der veränderlichen Sterne wurde eine Unter- 
suchung der Planeten Mars und Saturn unter- 
nommen, mittels derer wir hofften, die (unregel- 










































_ venaticorum und & Geminorum frühen bzw. sehr mäßig) kurzperiodische Veränderlichkeit der 
frühen. Spektralklassen an; nur y Bootis nähert Sonnenhelligkeit, die von Abbot, Fowle und 
a BE zee 7 
| 4 +034 
mus 
| 8 +038 
| 2 : + 0.40 
I 
=. 8 
| me. + 0.42 
I S 
u 5 +044 
SS row 
8 
| Phase COMO Pee 0:02 0:65 OB LO. 518 (A 76 18 22 24 26 28 3.0 32 3% 36 
| Fig. 5. Lichtkurve von « Geminorum. 
sich dem zweiten Spektraltypus. Dies ist um so Aldrich durch Bolometermessungen sehr wahr- 
| jemerkenswerter, als die bisher bekannten Ver- scheinlich gemacht worden ist, nachprüfen zu 
| änderlichen vom 8 Cephei-Typus, also diejenigen können. Das Ergebnis der Untersuchung war 
| mit großen Lichtwechselamplituden, soweit ihr aber unerwarteterweise eine verhältnismäßig 
| Spektraltypus hat bestimmt werden können, was starke Veränderlichkeit des Planeten Mars mit 
| in etwa 100 Fällen möglich war, fast durchweg der Periode seiner Achsendrehung, während die 
| dem I.—II., II. oder IIL.—III. Spektraltypus, bei Helligkeit der Sonne, bzw. des Saturn, zur 
3 weitem vorwiegend aber dem II. angehören. Die Zeit unserer Messungen, wenn überhaupt, so 
wenigen Ausnahmen bedürfen fast sämtlich einer jedenfalls nur sehr schwach veränderlich ge- 













_ kritischen Nachprüfung. 
In Anknüpfung hieran wäre noch auf einen 
weiteren Umstand hinzuweisen. Wenn, wie es die 
bisherigen Ergebnisse der lichtelektrischen Mes- 
sungen sehr wahrscheinlich gemacht haben, mit 
spektroskopischer Duplizitat von kleiner oder 
mittlerer Umlaufszeit in der Regel ein mit der- 
selben Periode verlaufender Lichtwechsel ver- 
bunden ist, und das Auftreten dieser Er- 
scheinungen ebensowohl in den frühen Spektral- 
klassen möglich ist, wie in den mittleren, so ist 
anzunehmen, daß auch bei echten Verfinsterungs- 
\ Buchen (Algol- und ß Lyrae-Veränder- 
wesen ist, wobei freilich die große Verschieden- 
heit des effektiven Spektralgebietes in den beiden 
Methoden nicht außer acht zu lassen ist. Eine 
Vergleichung der Lichtkurve des Mars (Fig. 6) 
mit den Karten des Planeten zeigt, daß der 
Lichtwechsel, dessen Amplitude etwa 18% 
beträgt, durch die Flecken desselben hervor- 
gerufen wird. Das Maximum der Helligkeit fällt 
nämlich genau mit der Zeit zusammen, zu der das 
von dunklen Flecken leerste Gebiet der Ober- 
fläche des Planeten die sichtbare Hemisphäre 
bildet, während das Minimum der Helligkeit mit 
der Sichtbarkeit der fleckenreichsten Gegend zu- 
