dem System Bedeckungen eintreten, was in Anbetracht” 
der großen Amplitude der Geschwindigkeit (als An- 
zeichen geringer Neigung der Bahnebene gegen die 
Gesichtslinie) und aus einem anderen, hier nicht zu 
erörternden Grunde nicht unwahrscheinlich war. Es 
ergab sich in der Tat, daß, neben einem unbeständi- 
gen, nur zeitweilig vorhandenen 5 Cephei- artigen Licht- 
wechsel von einigen Hundertsteln einer Größenklasse, 
an zwei bestimmten, sehr nahe konstanten Stellen der 
spektroskopischen Bahn scharfe, höchstens einen Tag 
lang dauernde Einsenkungen der Lichtkurve auftraten, 
die große Ähnlichkeit mit Bedeckungsminima hatten. 
Aber ihre Zeit stimmte nicht mit den Zeiten der aus 
den  spektroskopischen Bahnelementen berechneten 
Zeiten der Konjunktionen der Komponenten überein, 
sondern fielen um 1% bzw. 2 Tage vor die letzteren. 
Da die spektroskopische Bahnbestimmung schon etwas 
weit zurücklag, so war zunächst eine Wiederholung 
derselben notwendige. Aus 115 Spektrogrammen aus 
der Zeit vom 9. Juni 1917 bis 25. Juni 1918 erhielt 
Hnatek in Verbindung mit den früheren Potsdamer 
Aufnahmen verbesserte Bahnelemente, die zwar nur 
sehr wenig von den obigen abweichen, aber die spek- 
troskopischen Konjunktionen in der Tat in dem Sinne 
und ungefähr um den Betrag verschieben, wie es die 
lichtelektrischen Messungen zu fordern schienen. Die 
Abweichungen für die beiden Konjunktionen sind jetzt 
nur noch + 0,2 und — 0,6 Tage, und in Anbetracht 
der schwierigen Umstände innerhalb der Fehlergren- 
zen: Weiter ergaben sich gewisse, auch von den 
älteren Beobachtern schon bemerkte Eigentümlich- 
keiten in dem Verhalten der Linien des Spektrums, 
die Hnatek noch weiter verfolgen ‘will. Sie hängen 
vielleicht in irgendeiner Weise mit dem Lichtwechsel 
_ zusammen. = 
Während das nur zeitweilige Auftreten eines 
ö Cephei-artigen Lichtwechsels vom Standpunkte seiner 
Erklärung durch nur zeitweise vorhandene ungleichför- 
mige Helligkeitsverteilung auf einer oder beiden Kom- 
ponenten, deren Rotationszeit man auch zu 20% Tagen 
annehmen muß, keine Schwierigkeit bereitet, ist das 
nur zeitweilige Auftreten der Bedeckungsminima, das 
die lichtelektrischen Messungen ebenfalls ergaben, vor- 
läufig noch eine dunkle Angelegenheit. Da diese Mi- 
nima, wenn sie überhaupt beobachtet wurden, bisher 
stets nahe auf die gleiche Phase der Bahnbewegunjg 
fielen, so kann es sich kaum um etwas anderes als 
um Bedeckungen handeln. Der ganzen Sachlage nach 
können diese Bedeckungen nur streifende sein. Dann 
sind aber bereits ganz geringe Änderungen in der 
Bahnbewegung der Komponenten oder in der Ausdeh- 
nung ihrer Atmosphären entscheidend für das Zu- 
standekommen derselben. Störungen der Bahnbewegung 
werden nun durch die bisherigen spektroskopischen 
Untersuchungen nicht wahrscheinlich gemacht. Die 
Lage der großen Achse der stark elliptischen Bahn, die 
in einem solchen System wie dem vorliegenden am 
ehesten einer Störung unterworfen sein sollte, wurde 
1917 in sehr naher Übereinstimmung mit der älteren 
Bestimmung gefunden. Ebenso die  Exzentrizität. 
Anders verhält es sich jedoch mit der zweiten Möglich- 
keit, nämlich etwaiger Veränderlichkeit der Ausdeh- 
nung. der Atmosphären der Komponenten. Es ist 
jedenfalls auffallend, daß bisher die bedeckungsartigen 
Minima nur zugleich mit dem kontinuierlichen Licht- 
wechsel aufgetreten und mit ihm zugleich wieder ver- 
“schwunden sind. 

zwischen eine kreisférmige Bahn mit 1,485 
- soidisch mit einem Achsenverhältnis im 




































physikalischen ‚Observa 
sprung das Ergebnis von photographischen Helli 
messungen an dem Bedeckungsveränderlichen 
Orionis (a =5* 28m 27%, § =— 1° 13,67 1900; 
keit 5,37”, Spektrum B2).. Die Verä inderlichk 
bereits 1903 von Miller Barr angezeigt, abe: 
weiter. beachtet worden. Erst als auf dem Mou 
son dgr EL als ie Ze doppelt mi 
er die Frinekeneeie auf sich. Hertzsprung unte 
suchte ihn am Potsdamer Zeißtriplet auf Veränderli 
keit und fand einen Lichtwechsel von mindestens 0, 
Er verfolgte dann den Stern ein Jahr lang 
seiner photographischen Gittermethode. Die 
skopische Bahnbestimmung durch Daniel 
Umlaufszeit, einer halben Geschwindigkeits A 
von 132,4 km und einer Schwerpunktsgeschwin: igk 
von + 20,8 km. Die schwächere Komponente 4 
Systems ist im Spektrum nicht sichtbar.  Bemer 
wert ist, daß die Calciumlinie K, wie bei 
anderen Se nicht an der Bahnbew 
nämlich a ‘einer bes Arpitnde ae 
10 km. Die mittlere Geschwindigkeit der K He 
nahe dieselbe wie für § und ¢ Orionis und en 
fast völlig der Bewegung der Sonne relativ z 
Orionsternen, Außer der 1,5-tägigen Schwanku 
Linien scheint noch eine längere vorhanden 
deren Periode, halbe Amplitude und Ex 
Daniel bzw. zu.120 Tagen, 13 km und 0,30 ı 
- Indessen ist dies TorlaT nicht ‘mehr als 
pretationsversuch für übrigbleibende Abweichun 
anscheinend systematischem Charakter. 
ee photometrische 

cores ergeben Tolgentes Die Tichtkurve, 
ß Lyrae-Charakter mit zwei ungleichen Mini Ar 
‚Bedeckungen sind zentrale (Neigung der B hn g 
ie u 90 > Da die an 
Nebenminimums 016m Die beiden Stern saa 
schnitt von 0,96. Der Durchmesser der klei 
Komponente ist 0,45 desjenigen der größeren, der 
Durchmesser 0,40 desjenigen ihrer Bahn u 
Schwerpunkt des Systems (5 400 000 km) beträgt 
Öberflächenhelligkeiten verhalten sich wie 1 
die helleren, einander- zugekehrten Hemisph 
1-:0,27 für die dunkler Die größere Kom 
hat also. auch die. größere ‚Flächenheilig cy 
stern a erach. fiir den Bogleiter 4 : 
Unter willkürlicher Annahme eines — Massenv er 
nisses von 2:1 ergibt sich die Masse des H 
sternes zu 6,4, des Begleiters also zu = 
massen. Die Dichten, ER 0,06 und 0,37 dei 
dichte _ Wird die Öberflächenhellig!: seit des 
sternes entsprechend seinem Spektraltypw 
14300 °) 16-mal größer als die der Sonne 
men, so wird die absolute Helligkeit des 
—6,7m, des Begleiters — 3,5 a eanns 
Parallaxe Be Wr 



Für die Redaktion verantwortlich: Dr. "Arnold. Berliner, Berlin wo A 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H.S. Herpann, & Ue: in Berlin sw 19, 

