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verständlich darzulegen; angedeutet sei nur, daß der 
in Fleckengebieten auftretende Zeemaneffekt an einer 
geeigneten Spektrallinie (Eisen, ‘A 6173,533) mittels 
einer Y- bzw. %-Wellenlängen-Platte und Nicol analy- 
siert wurde, und daß aus Abstand und relativer In- 
tensität der Komponenten des Zeemantriplets bei ver- 
schiedenen Abständen der Fleckengruppe vom Sonnen- 
rande, und indem der Spalt des Spektrographen nach- 
einander auf die verschiedenen Stellen der Gruppe ge- 
bracht wurde, auf die Stärke des Magnetfeldes, die Lage 
der Kraftlinien und den Sinn der Polarität (ent- 
sprechend dem magnetischen Nord- und Südpol der 
Erde) in jedem Punkte der Fleckengebiete geschlossen 
wurde. Die Beobachtungen wurden seit 1915 an jedem 
klaren Tage mit dem 75-füßigen Spektrographen des 
150-füßigen „Tower“-Teleskops der Mt. Wilson-Stern- 
warte ausgeführt. Die Feldstärken sind in der Regel 
von der Größenordnung 10% Gauß. Ungefähr 60% 
der Fleckengruppen sind bipolar, d. h. sie bestehen 
aus Gliedern entgegengesetzter Polarität, die nach 
ihrer heliographischen Länge deutlich voneinander ge- 
sondert sind. Bei einer aus zwei Flecken gleicher 
Größenordnung bestehenden Gruppe z. B. haben die 
beiden Glieder der Gruppe in der Regel entgegen- 
gesetzte Polarität. Bemerkt sei, daß die Längsachsen 
von Fleckengruppen durchschnittlich eine geringe Nei- 
gung gegen den Sonnenäquator haben. Weitere 39 % 
sind unipolar, jedoch meist mit Spuren von Bipolarität. 
Der Rest ist multipolar, d. h. beide Polaritäten sind 
regellos in dem Fleckengebiet durcheinander gewiirfelt. 
Vor dem letzten Fleckenminimum war die Polarität 
der unipolaren Flecken und der im Sinne der Rotation 
voraufgehenden Glieder bipolarer Flecken positiv auf 
der nördlichen, negativ auf der südlichen Hemisphäre. 
Seit dem letzten Minimum sind die Vorzeichen umge- 
kehrt. Das erörterte Beobachtungsmaterial endigt vor 
dem jüngsten Fleckenmaximum. 
Spektroskopische Bahnen von Bedeckungsveränder- 
lichen. Von dem interessanten Veränderlichen W 
Urae majoris (a 9" 36,7%, 6 + 56° 25’, 1900) sind auf 
dem Mount Wilson einige Radialgeschwindigkeitsbe- 
stimmungen gelungen (Adams und Joy, Astrophys. 
Journ. 49, 189). Die Veränderlichkeit wurde 1903 
durch Müller und Kempf in Potsdam entdeckt. Sie 
zeichnet sich durch ihre Art und die ungewöhnlich 
kurze Periode von nur 4 Stunden aus. Schon seit 
längerer Zeit wurde vermutet, daß der Stern ein Be- 
deckungsveränderlicher vom ß Lyrae-Typus und die 
Umlaufsperiode die doppelte des Lichtwechsels sei, daß 
also zwei gleiche Bedeckungen in jedem Umlauf auf- 
treten. Dies bestätigen nunmehr die. spektroskopischen 
Beobachtungen. Der Fall ist besonders deshalb inter- 
essant, weil aus der Lichtkurve eine außerordentlich 
große Dichte der Komponenten sich ergibt, deren 
Spektrum nahe dem der Sonne gleicht (genauer F 8). 
Die Verbindung der spektroskopischen und photometri- 
schen Elemente liefert nunmehr folgende Systemkon- 
stanten: Umlaufszeit 0,3336, Bahnexzentrizität 0 ?, 
Bahngeschwindigkeit der Hauptkomponente 134 km/sek, 
der Nebenkomponente 188 km, Radien der Bahnen 
um den Schwerpunkt bzw. 620000 km und 880000 km, 
Neigung der Bahnebene gegen die Sphäre 77,6 °, große 
Äquatorialhalbachsen der beiden (gleichgroßen) ellip- 
soidischen Komponenten 548 000 km, kleine Äquatorial- 
halbachsen derselben 408000 km, Polarhalbachsen 

Astronomische Mitteilungen.  Natür- ~ 
wissense aften | 













































373000 km, Massen 0,69 und 0,49° Sonnenmassen, 
Diehten 2,8 und 1,9 Sonnendichten. Bei gleicher Ober- 
fliichenhelligkeit mit der Sonne würde die größte ab-— 
solute Helligkeit der beiden Komponenten zusammen 
etwa 0,84 der Sonnenhelligkeit sein. Den Spektral- 
linien nach zu urteilen scheint die dichtere Kor 
ponente etwas heller als die andere zu sein. q 
Für den Algolstern Z Herculis (a 17” 53,6™ — 
6+ 15° 9; 1900), dessen Veränderlichkeit ebenfalls — 
von Müller und Kempf entdeckt wurde, ergaben die 
spektroskopischen und photometrischen Beobachtungen: | 
Periode 3,9928 Tage, Bahnexzentrizität 0?, Bahnge- ° 
schwindigkeiten der beiden Komponenten 88,2 km und 
101,8 km, Radien der Bahnen 4,9 und 5,6 Mill. km, 
Bahnneigung 82°, Radien der (kugelförmigen) Kom- 
ponenten 1,2 und 2,3 Mill. km, Massen 1,6 und 13° 
Sonnenmassen, ‘Dichten 0,3 und 0,04 Sonnen- 
dichten.  Spektraltypuss beider Komponenten F2. 
Die kleinere, aber  massigere und dichtere 
Komponente ist etwa doppelt so hell als die 
andere, ihre absolute Helligkeit, spektroskopisch — 
bestimmt, rund 2% Größenklassen über der Sonnen- 
helligkeit. Bemerkenswert ist der große Unterschied 
der Fliichenhelligkeiten und der Dichten der beiden | 
Komponenten bei nahe gleicher Masse und gleichem 
Spektrum (l. ce. S. 192). 
In der Aprilnummer des Astrophys. Journ. (Mt. — 
Wilson Contr. Nr. 163) teilen Adams und Joy eine 
Liste von 37 Sternen mit großer Radialgeschwindig- 
keit (> 80 km) und bekannter Eigenbewegung und 
Parallaxe mit, für die also die Bewegung im Raum ~ 
abgeleitet werden kann. Einige der von den Autoren 
aus diesem Material gezogenen Schlüsse mögen hier 
folgen. Die zur Ebene der Milchstraße senkrechten Ge- — 
schwindigkeitskomponenten sind im Durchschnitt — 
2%-mal kleiner als die in dieser Ebene gelegenen. Die 
Zielpunkte (Apices) der Bewegungen liegen sämtlich — 
zwischen 1310 und 3220 &alaktischer Länge, vermeiden 
also eine Hemisphiire fast vollständig. Die Geschwin- — 
digkeit des Zentroids dieser Sterne ist sehr hoch, näm- — 
lich 74,4 km, und gegen einen Punkt mit der galak- 
tischen Länge 217° und der galaktischen Breite — 30 
(a 7,8%, 8 — 34°) gerichtet. Die große Achse des Ge- 
schwindigkeitsellipsoids dieser Sterne ist in naher 
Übereinstimmung mit der aus den Radialgeschwindie- 
keiten von 260 Zwergsternen und aus den Bigen- 
bewegungen von 559 Sternen großer Tipenboweenal 
abgeleiteten. Alle drei Bestimmungen ergeben für den | 
Hauptvertex der Sterne großer Geschwindigkeit eine — 
beträchtlich kleinere galaktische Länge (1419—1480), 
als er sich für die Gesamtheit der Sterne (170°) 4) 
ergibt. Die Zielpunkte der Bewegungen der Sterne 
geringer absoluter Helligkeit liegen durchschnittlich 
der Ebene der Milchstraße näher als die der Sterne 
großer absoluter Helligkeit. Erstere haben ferner im 
Durchschnitt eine bedeutend größere Geschwindigkeit. 
Nach dem Spektrum geordnet sind durchschnittlich 
die schnellsten Sterne die vom Typus F (I.—II. Tr 
pus), dann folgen der Reihe nach A (I), G (II), RK 
und M (rer und III). Die größte beobachtete Ge- 
schwindigkeit ist 494 -km/sek. P. Guthnick. 
1) Dieser Punkt der Milchstraße und der um 180° 
abstehende stellen die Richtung der relativen Be- 
wegung der beiden Hauptsternstréme dar, die genau 
parallel der Ebene der Milchstraße sich vollzieht. 



Für die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold Berliner, Berlin W 9. 
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