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ein parallel bewegtes Paar. 
dieser . beiden Sterne - ist möglicherweise sehr gering 
(Astr, Nachr, 4981). Uber ein anderes tihnliches Paar 
wird in der Nummer 4984 berichtet. Der Stern 
6,5™ in a = 0P41™525, 6 = —+ 4937,7' (1875), Epoche 
1903.8, hat die jährliche E. B.. 1,38’ in der Rich- 
tung 147,50. In a 43° folgend und in 6 9,0’ nörd- 
licher steht ein Stern 12. Größe mit der E.B. 2,936” 
in der Richtung 154,59, Hier scheint eine merkliche 
Relativbewegung des Begleiters gegen den Haupt- 
stern vorzuliegen, was in Anbetracht der großen 
scheinbaren Distanz der beiden Sterne sehr interessant 
sein würde. t 
Über veränderliche Sterne enthalten die Nummern 
4969—4985 der Astr. Nachr. u. a. folgende Mitteilun- 
gen von allgemeinerem Interesse: Den im Harv, Cire. 
201 als veränderlich angezeigten Stern BD 18° 240, 
Oo 168 26,205 = 182 -36.44(1900): chat 2 Esch 
als Antalgol- oder Sternhaufen-Veränderlichen erkannt 
(Astr. Nachr. 4969). Die Periode des Lichtwechsels 
ist 0,456 Tage (10h 57m), der Umfang des Lichtwechsels 
anscheinend ungewöhnlich groß für diesen Typus, 
nämlich rund 2 Größenklassen. 
Helligkeit 9,5m,. Die Dauer des Anstieges der Hellig- 
keit vom Minimum zum Maximum beträgt gemäß der 
beigefügten bildlichen Darstellung etwa % der Periode. 
Die Lichtwechselperiode des Algolsterns Y Cygni 
zeichnet sich durch eine große Ungleichheit aus, die 
auf schnelle Drehung der großen Achse der elliptischen 
Bahn des Begleiters um den Hauptstern zurückzuführen 
ist. Die Geschwindigkeit dieser Drehung hängt außer 
von gewissen Bahnelementen von der Größe der Ab- 
weichung der beiden Sterne von der Kugelform ab. 
Der Fall hat ein besonderes Interesse, 
indem wir durch ihn tieferen Einblick in den Mechanis- 
mus eines fremden Sternsystems erlangen. Kein 
zweiter so ausgeprägter Fall wie die 
ist bisher . bekannt.. Der erste, . der 
den Charakter der Ungleichheit in der Periode 
dieses Sternes erkannt hat, war Duner. Er fand für 
sie aus dem ihm vorliegenden Beobachtungsmaterial 
eine Periode von 41,1 Jahren; dies wäre also die Um- 
laufszeit der großen Achse der Bahn. Spätere Be- 
obachtungen zeigten, daß die Periode noch nicht rich- 
tig bestimmt sein kann. Aus Beobachtungen des Jah- 
res 1917 von Zinner leitet P. Guthnick (A. N. 4972) 
die neue Periode 53,3 Jahre ab. Die Umlaufszeit des 
Begleiters in seiner Bahn ist 2,996 Tage; die Exzentri- 
zität der Bahn hat den für ein so kurzperiodisches 
System ungewöhnlich großen Betrag von 0,18. 
In Astr. 
gebnis einer . 
suchung des 
mit. Die Aufnahmen wurden mit einem Objektivgitter 
gemacht. Die Zahl der Beobachtungsnächte (35) ist 
zwar verhältnismäßig gering, dafür verteilen sie sich 
aber auf die Zeit von Oktober 1910 bis September 1915, 
so daß man aus ihnen einen Beitrag zu der theore- 
tisch wichtigen Frage der Konstanz oder Inkonstanz 
der Lichtkurve für einen längeren Zeitraum gewinnen 
kann. Die Darstellung der gemessenen Helligkeiten 
photographisch-photometrischen Unter- 
durch eine Fouriersche Reihe läßt Abweichungen von 
der Rechnung übrig, die, nach der Zeit geordnet, nicht 
ganz regellos zu verlaufen scheinen. Indessen sind die 
eventuell vorhandenen Veränderungen der Lichtkurve 
nur sehr gering, jedenfalls Kleiner als 10%. 

Die absolute Helligkeit : 
Im Maximum ist die 
Nachr. 4972, teilt 2. Hertesprung das Er- 
6 Cephei-Veränderlichen T Vulpeculae : 

Fiir die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold Bahnen Berlin " 
Verlag von Julius Springer in Berlin SW 9. — - Druck von H.S. Hermann & Co. 










































-sungsreihe and Cephei, die auf der 
warte ausgeführt worden ist (Astr. | ) 
ist noch kleiner als die volheiratete Reihe und 
streckt sich über einen Zeitraum von nur 3 Mona 
allerdings ist die Genauigkeit der Beobachtungsme 
eine wesentlich höhere. Es ergab sich Konst 
Lichtkurve von § Cephei während des genannten 
raums innerhalb 1 %. Ganz verschieden von ol 
beiden § Cephei-Veriinderlichen verhält sich ein 
kurzem aufgefundener Fall (Astr. Nachr. 4983). | 
Heliumstern .12 Lacertae ist ein spektroskopisch 
Doppelstern von nur 4h 38m Periode. Die lichtelel 
schen Messungen enthüllten einen Lichtwechsel vw 
ö Cephei-Typus mit derselben Periode und mit — 
Amplitude von durchschnittlich 0,12". Bei diesem ~ 
änderlichen ist der Verlauf der Liehtkurve unbesch 
der Konstanz der mittleren Periode beständigen, 
zentual sehr starken Änderungen unterworfen. _ 
Maximalhelligkeit z. B. schwankt um 0,05%. Di 
Schwindipkeikirvs scheint sogar noch stärker 
Br zu sein. Nach Spektrogrammen, ~ die, 
Ottawa aufgenommen wurden, schwankt die Amplitu 
der Radialgeschwindigkeit zwischen den Gren 
20 km und 60 km, um mehr als 100 % ihr 
mittleren: Wertes von 34 km. Die Linienverschiebu 
gen rühren offenbar nicht nur von einer Bahnbewegur 
her; In bezug auf die ‚Veränderlichkeit seiner 
kurve verhält sich der bereits früher ebenfalls 
elektrisch aufgefundene ö Cephei-Veränderliche B 
phei, der auch ein Heliumstern ist, ähnlich, währe) 
über seine Geschwindigkeitskurve in dieser Bezie 
nichts Näheres bekannt ist. Auffallend ist .die 
sische Ähnlichkeit der beiden genannten Verä 
lichen, wie aus der folgenden Zusammenstellung 
vorgeht: < > = 

Charakter | 











Stern | Spektrum | 3 Fe Lichtwechs 
B Cephei.... B 1 “| gh ggm | 8Cophe 
12 Lacertae. B2 4 33. 
HalbeAmplitude Amp litu 
Stern der Radial- car on 
geschwindigkeit pe ahn Lichtw hs 
BCephei....]| 17,4 km 00+ | 0,067 
12 Lacertae. 16.9 28 = 20, eee ais 
Beide Ses haben in der Lichtkurve auBerd 
ar zu tun, denn sie vr am Himes 
= 
als 30° voneinander u une ae ers 
‚für die powsiniidien 5 -Sterne 
schen Eigentümlichkeiten. Ihre Perio 
4,44 und, 5,37 Tage. Die Verschied 
: -haltens dieser und ‘der beiden anderen Veränderli 
_ steht wohl in irgendeinem | Zusam 
Verschiedenheit des SE d. hi 
stadiums. = 
Be x R ne 
un ae = 
