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vielleicht ab allein durch. 
‘bedingt, die beiden Werten anhaftet, sondern 
möglicherweise ein Hinweis dafür, daß wir es im 
Orion mit besonders großen Sternmassen zu tun 
> haben. 
Leider gibt es außer dem Orionnebel keinen 
weiteren für eine solche* Untersuchung ge- 
eigneten Fall, da .die Nebel, welche sich noch 
in Verbindung mit Heliumsternen finden, zu 
schwach leuchten, als daß man ihre Radialge- 
schwindigkeiten messen könnte. Doch zeigen die 
Spektren der B-Sterne eine Anomalie, die im 
Zusammenhang. mit diesen Untersuchungen be- 
sonders an Interesse gewinnt, weil sie den drit- 
ten Hinweis für die Existenz der 
Gravitationsverschiebung bei den 
Heliumsternen abgibt. 
Bekanntlich ist unter den B-Sternen ein un- | 
gewöhnlich hoher Prozentsatz von spektroskopi- 
schen Doppelsternen, bei denen also die Linien 
in den Sternspektren infolge der Bahngeschwin- 
digkeiten periodische Schwankungen um eine 
Mittellage ausführen. Nun fiel zum ersten Male 
bei dem Stern 6 Orionis die- merkwürdige Er- 
scheinung auf, daß in seinem Spektrum die bei- 
den schwachen Absorptionslinien des Calciums 
H und K an diesen periodischen Schwankungen 
nicht teilnehmen, 
daß diese Linien durch Absorption in interstel- 
Jaren Calciumwolken erzeugt seien, hat an Wahr- 
scheinlichkeit eingebüßt, seitdem man eine ganze 
Reihe soleher Sterne gefunden hat, bei einigen 
von diesen aber auch die ~ Calciumlinien 
periodische Schwankungen zeigen, wenn auch 
mit geringerer Amplitude. Vielmehr spricht alles 
dafür, daß diese Linien von weiten Cal- 
eiumatmosphären herrühren, welche 
die Sterne umgeben. Für diese Auf- 
fassung spricht ferner, daß unter den B- 
Sternen sich manche von direkt sichtbarer 
nebelhafter Struktur zeigen, Eine weitere 
Stütze hat diese Auffassung gefunden, 
dem die grundlegenden Untersuchungen von 
Eddington über den inneren Aufbau der Sterne, 
über welche Herr A. Kohlschütter vor kurzem in 
dieser Zeitschrift berichtet hat, zu dem Resultat 
führten, daß bei hoher effektiver Temperatur und ~ 
großer Masse infolge des Strahlungsdruckes eine 
gewisse Instabilität der Sternmaterie entstehen 
kann. Infolge derselben wird möglicherweise 
Materie sich’ vom Sterne ablösen und als weite 
Atmosphäre sich um den Stern legen. Daß gerade 
die Sterne höchster effektiver Temperatur, näm- 
lich die B- und O-Sterne, Anzeichen solcher. wei- 
ten Atmosphären aufweisen, bedeutet also wieder- 
um einen Hinweis darauf, daß sie besonders große 
Massen haben. Auch die besondere Rolle, die 
hierbei dem Calcium zufällt, ist nach unseren Er- 
fahrungen über die überwiegende Bedeutung des. 
_ Caleiums in den äußersten Schichten der Sonnen- r 
= ze -atmosphiire durchaus verständlich. 

die Unsicherheiten 
-linien abgeleitet ist. Bei einigen konnte ich n 
Die ursprüngliche Auffassung, 
Stern u. Spekt. Cx OK CxO: 
km km x km 
o Persei Bin .| + 18,5) + 12,4 +61 
O8 ....|>30 je 15,4 
seit-: 





Auffassung Gebietes: die’ so oe von ¢ 
eigentlichen Oberfläche des Sternes abliegen, | 
das Grayitationspotential wesentlich anders i 
dort, wo die eigentlichen Sternlinien emi ler} 
werden. Dieses Gefälle des Gravitationspote 
Sal müßte eine re Verein > 



















punkisposcli pide hase aus den wen “Stor 
einen Vermerk finden, in welchem Sinne 
Radialgeschwindigkeit aus den Sternlinien 
der aus den Calciumlinien folgenden Radia 
schwindigkeit abweicht; in allen diesen Fall 
ist der Unterschied im Sinne einer Rotvers chi 
bung der Sternlinien 
In der Tabelle bedeutet e, die Se 
geschwindigkeit, wie sie 1 e 
schwankenden Sternlinien folgt, ox die Radialg 
schwindigkeit nach den Calciumlinien. A 
diese ist in einem Falle, wie bei 9 Camelopard 
wo die Calciumlinien nicht ruhen, der an 
Linien anknüpfenden Bahnuntersuchung 
nommen. i 









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9 Camelop, B..} + 644 DD) 
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n Orionis B,...]-+ 35,5) — #3 rv: 
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5 Orionis B...)+233,1+172| 459 | — 
VV Orionis By .| + 20,8|+16,7| +41 |. 
e Orionis B...)+248 + 15,6| +89 
B Scorpü B,...|— 95|— 1236| +3,1 
o Aquilae Bg...) — 5,0) —12,6| + 7,6 
vy GeminorumBs| — a 

wieder ein ganz user H ee für eine 
Gravitationsverschiebung der Spektrallini 
den B- Sternen vor. Daß man es Be dieser E 
