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als die benachbarten Sterne 91™ bis 9,5 m der 
ner Durchmusterung, fehlt er in dieser. Graff 
almmt auf Grund der jährlichen Eigenbewegung des 
Sternes — 0,05% und + 10,27, an, daß er zur Zeit 
| der BD-Beobachtungen dem schwachen BD-Stern 
2 er 3561 so nahe gestanden hat, daß dessen Beob- 
| achtungen sich in Wirklichkeit auf den Barnardschen 
| Stern beziehen. Dazu bemerkt Küstner nach Prüfung 
| der Originalbeobachtungen der BD, daß der Stern 
BD+ 4° 3561 in Bonn 1854 zweimal beobachtet wor- 
en ist. Er ist ferner von Lamont in München be- 
achtet und findet sich auch auf Hora 17 der Berliner 
ademischen Karten. Gleichzeitig mit der ersten 
Bonner Beobachtung ist aber noch ein Stern 9,5™ 
ganz nahe bei BD-+ 4° 3561 beobachtet, und dieser 
wache, nur einmal beobachtete und deshalb nicht 
die BD aufgenommene Stern ist aller Wahrschein- 
lichkeit noch identisch mit Barnards Stern. Auch auf 
‚Blatt 133 der Wolf-Palisa-Karten (Aufnahme 1904 
Mai 19) scheint der Stern zu fehlen; zu dieser Zeit 
fiel er nämlich nahe mit einem anderen schwachen 
Stern zusammen. 
_ Als ein neues Mitglied der _Jupitergruppe der 
kleinen Planeten hat sich, wie F. Cohn in Astr. 
Nachr. 4989 mitteilt, der am 19. März d. J. von 
M. Wolf entdeckte Planet 1919 FD erwiesen, Palisa 
in Wien und Berberich vom Recheninstitut haben dies 
gleichzeitig bemerkt. Die Helligkeit zur Zeit der Ent- 
kung war 13,5», sein Ort 10% 6,6% +12°52’, Der 
t des Jupiter war zu dieser Zeit 6% 27m + 230 297. 
e noch ziemlich unsichere Bahnbestimmung ergab die 
Be Halbachse der Bahn zu 5,155 Erdbahnhalbachsen 
Über die Helligkeit, die Farbe und das Spektrum 
der Nova Aquilae im Sommer und Herbst 1918 brin- 
gen die Nummern 4987—88 der Astr. Nachr. weitere 
obachtungsreihen, aus denen Folgendes entnommen 
erde. Die periodischen Schwankungen der Helligkeit 
ährend der Abnahme, über die bereits früher in 
leser Zeitschrift berichtet wurde, sind von vielen 
| Seiten bemerkt worden, so_u. a. von v. Zeipel, Cour- 
voisier, Wirtz und Rabe. Die Periode wird von Cour- 
voisier und v. Zeipel zu 12 Tage, von Wirtz zu 10 bis 
"15 Tage, von Rabe zu anfangs 12, später 13 Tage, die 
doppelte Amplitude zu bzw. 0,8”, nahe 1m, 0,3™ bis 
| 0,5 ™ und 0,6 m angegeben. Der deutliche Beginn der 
periodischen Schwankungen ist auf Ende Juni zu 
zen. Rabe findet jedoch bereits vom Beginn des 
fleuchtens der Nova an eine flache Welle. mit 
-tägiger Periode. Die Form der Schwankungen war 
-Cephei-artig, mit steilem Anstieg und langsamem 
‚bfall der Helligkeit. Die daneben voranschreitende 
emeine Abnahme der Helligkeit betrug bis zum 
ftreten der periodischen Schwankungen nach Rabe 
durchschnittlich 0,21m täglich, ging aber mit dem 
ftreten der Schwankungen auf 0,02" zurück und 
schließlich nur noch 0,01% pro Tag. Die Schwan- 
gen verschwanden gegen Ende September. 
Über das Spektrum berichten Küstner in Bonn und 
natek in Wien. Auf den Bonner Spektrogrammen 
d im kontinuierlichen‘ Spektrum zwischen Hz; und 
‚feine dunkle Linien, wie sie im Spektrum der Nova 
reminorum von 1912 in großer Zahl beobachtet 
rden, nicht mit Sicherheit zu erkennen. Dagegen 
n in den Emissionsbändern des Wasserstoffs einige 
dunkle Linien auf mit den Wellenlängen: 4095,67, 
4334.12, 4336,56, 4375.61, 4379,06, 4854,13, 4870,50. 
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Astronomische Mittei 
lungen. 531 
Die Wellenlängen sind noch mit der Geschwindigkeit 
der Nova gegen die Sonne behaftet. Hnatek findet 1918 
3. Juli die Absorptionslinien des Wasserstoffs ent- 
sprechend einer Radialgeschwindigkeit von — 1800 km 
verschoben, dagegen 6 schwache Linien des Eisens und 
Titans entsprechend einer Radialgeschwindigkeit von 
— 28km. Aufeiner gelbempfindlichen Platte vom 8. Juli 
war die D-Linie als helles Band vorhanden. Vom 7. Juli 
ab ist der kontinuierliche Grund des Spektrums auf 
den Aufnahmen nicht mehr zu erkennen. Die kom- 
plizierte Struktur der Emissionsbänder des Wasser- 
stoffs und des sich gleich verhaltenden Bandes A 4640: 
hat Hnatek mit dem Mikrophotometer studiert und 
gibt Diagramme für den Intensitätsverlauf in den- 
selben. Bemerkenswert ist das Auftreten einer 
schwachen Emission bei 4690 ÄE. gegen Ende August. 
An dieser Stelle liegst die erste Linie der Hauptserie 
des Wasserstoffs. 
Das Gesetz der allgemeinen Helligkeitsabnahme 
in der Sonnenkorona mit wachsendem Abstande vom 
—Sonnenrande ist von wesentlicher Bedeutung für die 
Theorie der Korona. Um so unbefriedigender ist es, 
daß die Beobachtungsergebnisse, welche dieses Gesetz 
betreffen, noch weit auseinandergehen. Turner fand 
aus photographischen Aufnahmen der totalen Sonnen- 
finsternis von 1898 Abnahme der Helligkeit mit der 
6. Potenz des Abstandes vom Sonnenmittelpunkt. 
Schwarzschild kam 1905 zu dem gleichen Ergebnis. 
L. Becker erhielt bei derselben Sonnenfinsternis die 
4. Potenz des Abstandes vom 'Sonnenrande, genauer 
des Abstandes von einem Kreise, der um 14/7 des 
Sonnenradius innerhalb des Sonnenrandes .liegt. 
R. K. Young gelangte auf Grund von Auf- 
nahmen der Sonnenfinsternisse von 1905 und 
1908 zur 8. Potenz des Abstandes vom Sonnenmittel- 
punkt. Diese Ergebnisse sind unvereinbar mitein- 
ander. Die Unterschiede rühren vermutlich in der 
Hauptsache von der Vernachlässigung erheblicher, den 
photographisch-photometrischen Methoden inhärenten 
Fehlerquellen her, möglicherweise zum Teil aber auch 
von einer Veränderlichkeit der Helligkeitsverteilung 
in der Korona. 2 
Östen Bergstrand hat die Gelegenheit der, totalen 
Sonnenfinsternis von 1914 dazu benutzt, die Frage 
unter möglichst strenger Ausscheidung bzw. Berück- 
sichtigung der Fehlerquellen zu studieren (Etudes sur 
la distribution de la lumiére dans la couronne solaire, 
1919, Stockholm, Almqvist und Wiksell; Berlin, Fried- 
länder u. Sohn). Es ergab sich, daß sich die Hellig- 
keitsabnahme der Korona keineswegs durch eine der 
oben erwähnten Formeln darstellen läßt. Die äqua- 
torialen Strahlen der Korona werden vielmehr am 
besten durch die Formel IS, dargestellt, worin J 
die Intensität der Korona längs eines Strahles, h der 
Abstand vom Sonnenrande in Einheiten des Sonnen- 
radius ist. Für die polaren Strahlen, die erheblich 
kürzer und lichtschwächer als die äquatorialen sind, 
liegen die Verhältnisse weniger einfach. Die Dar- 
stellung mit vorstehender Formel ist nur für h << 0,5 
befriedigend; für größere h werden die berechneten 
Intensitäten in fortschreitendem Maße zu klein. Es 
scheint danach, daß in der Richtung der polaren 
Strahlen die Korona aus zwei übereinandergelagerten 
Phänomenen besteht. Es projizieren sich offenbar die 
langen äquatorialen Strahlen, welche gegen die Erde 
oder entgegengesetzt gerichtet sind, auf die eigentlichen 
Polarstrahlen. Von dieser Vorstellung ausgehend er- 
hält Bergstrand für die polaren Strahlen die Formeln: 
a Satie Ate. nf rn “u u er oe eee 

