BGC 618. I O ~ , I I ~ , -21'1748 20.928 27:6 217

3088. Iom, I P .

3578. P, 11~. -21 12289 21.008 249.4 3.3

-20 15510 17.121 231.9 3.9 -21 16372 20.058 234.1 -2.6

18,590 233.0 3.2

3617. 9m, I I ~ . -20'15553 17.121 18003 3Y4

-21 24704 20.148 280.6 3.4

-21 23767 20.148 163.8 4.4

20.102 162.8 4.1

35&. 9411, 9F4.

4051. I O ~ , I O ~ .

-21 26004 20.055 341.7 3.8

4900. 9hm, 9kmn -21'44153 20.120 45:3 3:4 -21 44669 20.126 48.5 4.5

20.123 46.9 4.0

Flower Observatory, University of Pennsylvania, 1929 Febr. 12.

Samuel G. Barton.

Beobachtungen und Lichtkurven der drei Neuen Sterne DO Aquilae, EL Aquilae und XX Tauri. Von M. Beyw. Unter den in den letzten Jahren aufgeleuchteten Neuen

Sternen erreichten die Objekte DO und EL Aquilae. sowie XX Taun eine solche Helligkeit, daB sie lingere Zeit hindurch mit dem 115 mm-Refraktor der Gummeltschen Print- sternwarte zu Hamburg-GroDborstel beobachtet werden konnten. Bei allen drei Stemen wurde die Beobachtung sofort nach dem Eintreffen der Entdeckungsanzeige in Angnff genommen und konnte bis heute fortgefiihrt werden. In- zwischen sind die genannten Sterne schon ziemlich licht- schwach geworden und befinden sich seit lingerer &it in dem Zustand der langsamen und stetigen Lichtabnahme, der mit Ausnahme der typischen genngen Pulsationen keine besonderen Erscheinungen aufweist und auch nicht mehr erwarten Mt. Die B e s k u n g der Helligkeiten wurde meistens durch Stufenschitzungen, zuweilen aber auch durch photometrische Messungen mit Hilfe eines Grgschen Keil- photometers ausgeftihrt. Bei der Reduktion der Beob- achtungen wurde besondere Sorghlt auf einen ehheitlkhen und miiglichst strengen AnschluD an das Harvard-System gelegt. Dieser AnschluD war bei der Nova XX Tauri etwas schwieng und unsicher, da die veroffentlichten und auf das Harvard-System bezogenen visuellen und photographischen Vergleichstemfolgen nach Anbringung der erforderlichen Korrektion Fur den Farbenindex noch stark voneinander ab- weichen. Da eigene photometrische Anschliisse wegen der Lichtschwache der in Frage kommenden Vergleichsterne hier nicht ausgefiihrt werden konnten, wurden die Mittelwerte aus beiden Reihen zugrunde gelegt.

J.D. a l q . . .

417.310 41 9 - 303 419.354 422.295 423.347 424.3'6 425.286 428.288 431.331 432.306 433.375 435.347 436.340 438.288 439.214 440.211

SchHtzung a a a phm. phm.

a P h .

P b - B u * * D * n B

Gr. 9mIl 9-09

9-04 9.9

8-99 8-93 9-05 8.83 8.8'1 8.88 8.88 8.90 8.85 8.83 8.80 8.79

Bm. sd, w, I sd, sw, * sd, sw, I sd, Ma d, Ma sd, MB sd, M3 k, M4, I

d, M1 k, 1

k, 1

k, w d, w d, sw k, ew k

Auf diese Weise kann

J.D. a414...

443.281 446.274 447.319 448.299 449.299 452.257 453.236 454.243 459.288 461.236 466.250 467.226 472.219 413.253 481.215 486.201

bei den Helligkeiten fur XX Taun eine geringe konstante Abweichung gegen den Nullpunkt des photometnschen Systems hineingetragen sein, die aber innerhalb f 0% liegen diirfte. Sht l iche Zeitangaben verstehen sich in m. Z. Gr.

Die Nova DOAqui lae wurde von Prof. M. Wocf auf Konigstuhl-Aufnahmen von 1925 Sept. 14 als ein Stern 9. GrijDe erltdeckt. Die Helligkeitsbeobachtungen wurden von mir 1925 Sept. 23 aufgenommen. Zu dieser Zeit hatte die Nova noch nicht ihre Maximalhelligkeit erreicht. Der Stem strahlte'in einem gelblichen Licht und zeigte im Okular- spektroskop ein kontinuierliches Spektrum, in dem keine Emissionslinien festzustellen waren. Als Vergleichsterne dienten die folgenden Objekte.

Vergleichsterne.

DO Aql. 19~23~39' -6'43I7 var. var. var.

G a f f urgen. B e . Ort 1855'o 'tfmmH' AN 5 4 0 ~ Gr.

a 24 o -6 42.3 26% p36 p36

0 24 7 -6 39.8 15.0 10.43 10.42 Y 24 2 -6 56.4 10.3 - 10.85 P 23 10 -6 42.2 6.8 11.19 11 .20

n 23 5 -6 44.5 0.0 - 11.85

m 23 47 -1 6.4 23.5 - 9-60

Stufenwert: 1*t=0?096.

Die photometrischen Messungen (phm.) wurden stets an den der Nova folgenden Vergleichstem a = BD -6'5112 (9?36) angeschlossen.

B eo bach t ung en. Schateung Gr. Bern. phm. 8?73 ed, 2

* 8.62 k, sw * 8.62 k, sw * 8.65 k, I * 8.64 d, M1 * 8.70 ed, w * 8.63 ed, Ma * 8.68 sd, Ma 9 8.10 sd, M1 # 8.67 k u 8-12 k * 8.64 k # 8.10 k, * * 8.74 sk * 8.65 k, Ma * 8.61 ed, w,M1

J.D. a4a4...

656.532 668.510 669.500 673.501 675.503 677.508 618.418 685.418 688.500 689.451 690.451 691.453 692.467 694.463 695.465 691.447

Schlteung a a a a a a a a

a, m a, m a a a

a, m a a ; m

Gr. 89167 8.78 8.83 8.78 8.90 9-01 9-07 9-31 9.45 9.46 9.53 9.55 9.51 9.54 9.53 9.67

Bern. sd, M1 k k k, D1 k, sw, *, D' k, ew, D' k, D1 k, D' k, sw, D1 k, D' k, M4, D' k, Ma, D' k, D' k, D' k, D' sk, D'

429 5640 430

J.D .z+14... Schatzung 698.477 a 699.458 a ; m 705.444 a ; m 714.388 a; m 718.415 a ; m 720.430 a ; m 736.396 a; m, 0 137.395 0

740.385 0

744.409 0, 7

746.415 0, 7

749.408 0

752.450 0, 7

756.356 0, 7

757410 0, 7

758.444 phm. 759.378 0,r

767.419 0, r

772.396 0, r

763.351 0, r

769.361 0, 7

770.368 0, 7

782.299 0, Y

786.324 0, 7

786.381 0, 4 787.3'7 0, P ; r 789.340 0 , 4 795.303 09 4 ; 7 807.261 0, r

Die in der

Gr. Bern. p 6 5 k, w, D1 9.67 ed, D1 9.76 d, D' 9.86 k, 3 9.96 k, sw, 3 9.92 sk, M1, 4

10.16 k 10.28 k 10.30 k, w 10.55 k 10.56 sd, w 10.56 k, sw 10.56 ed, ew, Ma 10.61 sd, w, M1 10.65 k 10.56 sk, M1 10.63 k 10.65 d 10.63 d, sw 10.68 sd 10.67 sd, w 10.70 ed, sw 10.70 ed, ew 10.70 k, 5 10.65 ed, 5 10.61 sk, 5 10.68 sd 10.64 k, ew 10.59 k

J.D.242 .... Schatzung 4816.228 0, r ; q 825.289 0, 7

829.222 0 , 7 ; 4 830,246 0, 7

851.230 0, v 989.551 074

5004.524 0 , 4 019.479 0, 4 025.460 0, 4 029.486 0, q 040.458 0 , 4 041.478 0, 4 ; 7 044.505 0

095.401 0 ,p 096.408 0, q 098.410 0, q 110.379 0 , 4 112.464 0, p 115.464 $ 4 116.390 0, q 119.376 0 , 4 125:356 0, p 128.372 0, q 136.321 0, p 141.330 074

147.351 0, (? 146.357 0 ,q

Gr. Bern. 1dp65 k 10.61 ed 10.63 k 10.59 sk 10.67 k 10.68 k, M* 10.83 k 10.71 k, M2 10.81 k 10.77 ed, 6 10.85 k, ew, D1 10.79 ed, w, D1 10.85 sd, M2, D1 10.90 sk 10.92 k 10.76 k 10.91 k 10.91 k 10.91 k, sw 10.87 k, w 10.88 ed 10.94 sk 10.96 ed 10.98 k, M3 10.98 ssk 10.96 ed 10.98 ssk

154.306 o , i 10.98 sk,! 172.318 0, q

' Spalte $Bern.@ gegebenen Abkiirzungen fur die Charakteristik der Beobachtungsverhaltnisse haben die folgende Bedeutung : k, d, w = klar, dunstig, wolkig ; e, s, ss = etwas, sehr, aul3ergewohnlich; M1, Ma, M3 = schwache, erhebliche, sehr starke Storung durch Mondlicht; D1, Da= merklicher, erheblicher EinfluB der Dammerung ; h, H = tiefer Stand oder unbequeme H6he des Sterns; ! = gute Beobachtung ; * oder $* = unsichere oder sehr unsichere Beobachtung.

Die mit den vorstehenden Abkiirzungen nicht aus- zudruckenden Bemerkungen sind durch Ziffern bezeichnet,

j.D.2425.~. Schatzung 203.208 q 210.213 p 219.206 4 360.574 4 379.509 4, It 380.518 q, n 392.510 4, 396.497 4, n 409.458 4, n 415.465 9, n 469.394 4, 478.428 n 483.35' 72 484.401 n 495.391 72 497.397 n 500.423 n 502.433 n 503.331 72 504.323 512.414 n

525.285 n 530.293 534.292 n 560.240 R 561.249 n 583.208 n

524.290 A

Gr. Bern. II 'P~O sk 11.08 ed 11.03 sd, M3 11.49 d 11.55 ssk 11.63 sk 11.61 d 11.70 k, M3 11.57 k, sw, *, D1 11.65 k, D1 11.76 k 11.77 sk 11.80 d, sw 11.85 sd, sw, M1 11.85 d 11.85 k 11.85 k 11.85 sk 11.85 ssk 11.85 sk 11.85 d, ew 11.80 d, ew 11.85 sk 11.85 k, sw, * 11.95 k, sw 11.85 ed 11.90 d, ew 11.99 k, sw

11.07 ssk

In der obigen Zusammenstellung der Beobachtungen fur DO Aquilae bedeuten: I. Spektrum kontinuierlich; im Okularspektroskop sind weder Emissions- noch Absorptions- linien zu erkennen. - 2. Rauchfahne eines Fabrikschorn- steins stiirt. - 3. Beobachtung mit einem Zweizoller. - 4. Infolge Aufhellung des Himmels durch Mondlicht erscheint die Nova im Zweizoller sehr lichtschwach. - 5. Novaspektrum; mehrere Emissionen sind auf einem schwachen, kontinuier- lichen Grunde sichtbar. - 6. Leichter Cirrus-Schleier.

Fig. I. Lichtkurve der Nova DOAquilae. I I ' I ' *

9926.0 m?L 0 f9.?&.0 a

-7 DO Aql

Die aus den obigen Beobachtungen gezeichnete und hier reproduzierte Lichtkurve umfaBt einen Zeitraum von 3.3 Jahren. Sie zeigt besonders in ihrem ersten Teil ehen Verlauf, der bei Neuen Sternen bisher nur selten beobachtet worden ist. Wiihrend diese Objekte gewohnlich nur wenige Tage oder Stunden in ihrer Maximalhelligkeit venveilen und dann sehr rasch urn mehrere GraBenklassen herabsinken, verharrte DOAquilae nahezu 200 Tage lang in der Niihe

des groBten Lichtes (84~7). Sowohl der letzte Teil des Anstiegs als auch der gesamte bisher beobachtete Helligkeitsabfall vollzogen sich ungewohnlich langsam. Entsprechend triige und spat ging auch die Umbildung des Spektrums vonstatten. Wie schon Prof. Yogr in AN 232.269 hervorgehoben hat, scheint in manchen Beziehungen eine gewisse Ahnlichkeit mit der Nova Pictoris (RR Pic) zu bestehen.

43 I 5640

DieEntdeckungder NovaEL Aquilaeerfolgte Anfang August 1927 von Prof. M. Worf auf Tessar-Platten der Konigstuhl-Sternwarte von 1927 Juli 30 und Juli 31,. Bei seiner Adfindung besa5 der Stern die Helligkeit 9m3 und befand sich bereits auf dern absteigenden Ast seines Licht- ausbruchs. E k e Mitteilung von 1. VotZfe aus Bandoeng (B. Z. 1927, Nr. 29) sowie die Nachforschungen a d Harvard- Himmelsaufnahmen (Haw. Anncmt. C. 30) lassen darauf schlieOen, da5 die Nova urn den 25. JUn; 1927 herum, also rund 35 Tage vor ihrer Entdeckung, ihre grijate Helligkeit in einem kurzen und spitzen Maximum (7936) erreicht hatte. Die Helligkeitsschatzungen wurden 1927 Aug. 12 von mir begonnen.

Als Vergleichsterne dienten die folgenden Objekte :

J.D.9425*.. Sehatzung Gr- 105.399 a, b 9 8 1 110.403 c , f ; e ; a 9.01 112.428 e; c, e ; f ; g 9.20 115.444 a, b 9.81 115.462 a, 6; g; d 9.89 116.358 a, b 9.89 119.353 a, 8; h 9.94 120.392 b, h ; U 9.97 122.363 I, h; i 10.02

123.365 b, h 10.09 124.373 b, A 10.06

126.383 6, h ; k 10.07

128.366 b, h 10.14 129.358 h, k; b 10.23

130.359 h, k; b 10.23 132.323 h, k 10.23

125.333 bl h ; a 9.99

136.310 a, b 9-97 141.319 I , 10.00

146.353 b, h 10.00

147.294 6, h; k 10.03

Bern. k, sw, M8, I

'k, I

k, 1 k, sw, 2

k, ew, 2

k, ew, 3 k, 4 d k, 5 ed, 5 d, 5 sk, 5 sd ed ed, w ed, M1 ssd, M3 k, M3 ssk, 5 ed ssk

Bm. EL Aql.

; e d g

b i h K n

0

S

Beobachtungen.

148.311 b, h 1&4 k 152.379 b, h 10.04 ed 154.308 6, h ; k 10.11 sk 161.321 h, k ; b 10.22 sd, Ma 162.306 h, k 10.14 sk, M8' 163.280 A, k; b 10.24 ed, Ma 172.316 h, k; 6 10.28 ssk 174.27a h, k; b 10.30 ssd 184.240 h, k 10.31 sd 203.206 k 10.41 sk 210.210 k 10.49 ed 219.204 k 10.66 sd, M8 360.578 k, n 10.75 . d 379.480 k, n 10.17 ssk 380.524 k, n 10.78 sk 392.519 k, n 10.86 d 396.495 k, n 10.78 k, Ma 399.465 k, n 10.90 k, M8, Dz 409.456 k, B 10.90 k,sw,*, W 413.478 10.94 sd, SW, D', * 415.462 k, n ; s 11.02 k, D1

~ . ~ . 2 4 1 5 . . . Scktzung Gr. Bern.

432

Vergleichsterne. Ort 1855.0 Stf.-H. G a f f ang. Gr.

1 8 ~ 4 8 ~ 2 5 ~ -3'3013 var. var. var. 45 5' -3 44 32+6 - 8m8 I 49 2 7 - 2 48 28.6 - 9.16 47 54 -3 0.3 25.7 9m14 9.40 48 12 -3 8.2 25 .2 9.38 9.44 49 51 - 3 13.4 23.8 9.76 9.56 48 30 -3 20.9 21.9 9.76 9.72 49 2 -3 18.2 18.9 10.03 9.97 46 48 -3 32.5 18.3 10.00 10.01 49 2 8 - 3 22.8 16.8 - 10.14 48 51 - - 3 2 5 . 0 13.5 10.32 10.41

48 56 -3 23.0 0.0 11.51 11.52 49 16 -3 24.8 6.0 10.94 11.02

Stufenwert : 1.t =o?o83.

Bemerkungen. I . Im Okularspektroskop erscheint das Spektrum rein kontinuierlich; Emissions- d e r Absorp- tionslinien sind nicht zu erkennen. - 2. Das Spektrum ist im wesentlichen kontinuierlich. An einigen Stellen scheinen jedoch zarte Emissionen aufzublitzen. - 3. Auf dem kon- tinuierlichen Grunde des Spektrums sind ganz schwach einige Emissionen zu erkennen. Das Spektrum der Nova wirkt heute wesentlich unruhiger als dasjenige des benachbarten Vergleichsterns a. - 4. Die Emissionen treten deutlich iiber dern kontinuierlichen Gmnde hervor. Der Unterschied zwischen den Spektren der Nova und des Vergleichsterns a ist erheblich groBer als 1927 Aug. 23. - 5. Typkches Nova- spektrum. Helle Linien 4uf schwachern kontinuierlichen Grunde; die griinlichen Nebellinien strahlen als ein heller, etwas liinglicher Knoten.

Fiir die Zeichnung der Lichtkurve wurden auBer den vorstehenden 61 visuellen Beobachtungen weitere 7 photo- graphische Werte herangezogen, die zumeist dem visuell nicht mehr erfaBten Lichtwechsel vor der Entdeckung der Nova an-

J.D .*+.. SchHtzung 469.392 ?J

483.337 484.342 486.369 n 491.361 n 495.389

500.422 n 502.432 n 503.328 n 504.322 n 524.289 n 525.287 n 530.294 fl 534.316 n 560.244 n 561.247 n 583.207 n

478.426 n

497.397 n

Gr. IO*

10.94 I I .02

I I .02

I I .02

10.98 10.98 10.98

10.98 10.98 10.98

11.02

11.02

11.02 11.06

11.06 11.02

11.10

11.12

Bern. k sk d sd, sw, M1 sk, M1 k, ew, Ma d k k sk ssk sk d, ew sk k, sw, * k, sw ed d, ew ed, sw

gehoren. Diese der Harvard Ann. Card 30 entnommenen Werte konnen natiirlich nicht ohne weiteres mit den visuellen Ergeb- nissen verbunden werden, da der bei den Neuen Sternen oft sehr stark wechselnde Farbenindex nicht bekannt ist. Sie sind infolgedessen in der Figur als kleine Kreise dargestellt. Die letzten photographischen Harvard-Werte von 1927 Aug. 5 und Aug. 15 fallen jedoch mit korrespondierenden visuellen Messungen auf der Kijnigstuhl-Sternwarte zusammen und zeigen, da5 der Farbenindex an diesen Tagen nur rund +oms betragen hat. Gleichzeitige photographische und visuelle Beobachtungen, die P. Guthnick und R. Prager 1927 Aug. 17 auf der Babelsberger Sternwarte ausfiihrten, weisen ebenfalls auf einen sehr geringen positiven Farbenindex hin. Da die Urnwandlung des Spektnuns, besonders das Schwkher- werden des kontinuierlichen Grundes erst um diese Zeit begann, diirfte. der Farbenindex auch in der vorhergehenden Zeit kaum so erheblich gewesen sein, daO eine Verbindung der photographischen mit den visuellen Beobachtungen die Gestalt der Lichtkurve wesentlich entstellen kijnnte.

4 3 3 5640 434

' Mit dem Schwlcherwerden des kontinuierlichen Spektrums traten dann 1927 Aug. 22 auch visuell die hellen Knoten zuerst auf, um allmahlich imrner deutlicher zu werden. Parallel rnit der spektralen Umwalzung fand zwischen 1927 Aug. 10 und Aug. 23 ein kurzer Lichtausbruch im Betrage von etwa einer GrdDenklasse statt. Seit Ende September 1917 nimmt die Helligkeit der Nova sehr langsam ab. Die hierbei auf- tretenden typischen pulsierenden Schwankungen der Hellig- keit wurden auch von N. Baralaschef und G. Sfraschny in Charkow beobachtet und bereits in AN 234.213 mit-

1 geteilt. LL Aquilae und X X I'auri .

Bemerkenswert sind schlieDlich no& die Ergebnisse der visuellen Spektralbeobachtungen. Wiihrend M. Wov bereits 1927 Aug. 1 7 ein Novaspektrum mit stark aus- gepriigten Emissionen photographierte, erschien das Spektrum an diesem Tage visuell kontinuierlich. Auch Gzhnick und Prager konnten an diesern Abend im Okularspektroskop keine Emissionslinien nachweisen (B. 2. 1927 Nr. 29). Diese Erscheinung ist sicher darauf zuriickzufiihren, daI3 der kontinuierliche Grund des Spektrums an diesem und den folgenden Abenden zunachst noch zu hell war, um einen hin- reichenden Kontrast gegen die Emissionen zu gewiihren.

Fig. 2. Lichtkumn von

Nova XX Tauri. Auf einem Objektivprismen-Spek- trogramm, das 1927 Nov. 18 rnit dem Lippert-Astrographen der Hamburger Sternwarte in Bergedorf erhalten worden war, fanden Prof. A . Schwajmann und Dr. A. Wachmann ein typisches Novaspektrum. Eine gleichzeitig aufgenominene Platte derselben Gegend zeigte an dem betr. Ort einen Neuen Stem mit der photogr. Helligkeit 9?6. tfber die Entdeckung und die weitere photographische Beobachtung des Spektrums berichteten die Entdecker bereits ausfiihrlich in AN 232.273. Bei Beginn der visuellen Helligkeitskobachtungen 1927 Nov. 25 befand sich der Stem in einem sehr raschen Hellig- keitsabstieg. Die Nachforschung auf Harvard- Platten ergab, dal3 die Nova vor ihrer Entdeckung in Bergedorf bereits zwdlf&l photographiert worden war und um 1927 Okt. I ,

mithin 48 Tage vor der Entdeckung, ihre Maximalhelligkeit 3?9 erreicht hatte. Zu dieser Zeit diirfte die Nova fur einige Tage sogar dem bloI3en Auge sichtbar gewesen sein, ohne indessen entdeckt zu werden. Als Vergleichsterne fiir die Helligkeitsschatzungen dienten folgende Objekte:

&.- Gr.phot.

or m. hf .S$qUm.- St.-H. wQL phot. Gr. k. Ort 1855.0

XXTau 5h11m zs + 16"33I7 var. var. var. var. var. a 11 6 39.3 10?64 - 33$3 10?52 10Q7 B 10 56 33.1 10.68 11517 28.3 11.00 11.2 0 11 23 19.3 - - 21.5 11.65 1 2 . 0

d I1 I1 23.5 - - 14.2 12.31 12.2

W I1 I1 31.5 12.52 14.0 6.5 13.02 13.1

4 11 9 34.0 - 14.4 0.0 13.63 13.6 J 5 I1 0 +16 33.9 14.42 - A - 14.6

J 10 57 40.0 11.86 14.4 13.5 12.37 12.8

P 10 54 29.9 12.98 - 2.5 13.40 13.3

Stufenwert: 1.t- omo93.

Wie schon eingangs bemerkt, wurdejn diesem Falle bei der Ableitung der Vergleichsternhelligkeiten von der Grafschen visuellen Vergleichsternfolge abgewichen. AuDer den bereits erwjihnten groDen Differenzen zwischen dieser visuellen und der von Schwajmann und Wachmann ver offentlichten photographkchen Skala, die nach Anbringung der durch den Spektraltyp gegebenen Korrektionen fur den Farbenindex fur die helleren Objekte rund 0% betragen, war auch die folgende Tatsache fur diese MaDnahme ent- scheidend. Bei ausgezeichnet guter Sicht stand im 115 mm- Fernrohr bereits der Vergleichstern p , fur den die visuelle Helligkeit 12?g8 gegeben wird, an der G r e w der Sichtbarkeit und erschien sicher urn o?i-oma schwacher als der Stem Nr. 23 (vis. 139134) der Pickerirrgschen Polsequenz. Beide Steme befanden sich wiihrend dieser Beobachtung in gleicher Hdhe. Zur Kontiolle wurde 1929 Jan. 31 die Urngebung der Nova und anschlieknd die Polsequenz mit unserem 160 mm- Astrographen(f= 800 mm) auf Eisenberger Ultrarapid-Platten rnit je 40 Min. Belichtung photographiert. Die Polaufnahme kDt noch deutlich Sterne der 15. GrijDenklasse erkennen. Durch Aufeinanderlegen der Platten, Schicht gegen Schicht, konnten die Vergleichsteme der Nova unter der Lupe rnit der Polfolge verglichen und eingeschitzt werden. Die auf diese Weise erhaltenen Helligkeiten sind in der letzten Spalte der obigen Vergleichstem-Tabelle zusammengestellt. Sie +en rnit Ausnahme des wahrscheinlich starker geflarbten Stems o e k e befriedigende ubereinstimmung rnit den von mir an- genommenen visuellen Helligkeiten.

435

- 3, Der Veranderliche steht an der Grenze der Sichtbarkeit. - 4. Nebel. - 5. pl mindestens 4<1, - 6. v mindestens

- 2. Wahrend dervtotalen Mondfinsternis gut zu beobachten.

6<1. - 7. v mindestens z<w. Zur Darstellung der Lichtkurve m r & n such &r, in

gleicher Weise wie bei EL Aquilae, die photographischen Helfigkeiten der Harvard-Aufnahmen (Ham, Ann. Card 37) mitverwendet, um ein moglichst vollstindiges Bild der Er- scheinung zu gewinnen. Die durch die Verbindung der photograpkhen m d visuellen Wefie in die Lichthrve hineingebrachte Ungenauigkeit erstreckt sich aber nur auf den eraen Teil d s Li&me&& md diirfte selbst bei h- nahme eines ziemlich betriichtlichen Farbenindexes die typi- sche &st,& dimes Kurvenastes k a m merklich entgtellen. Uber den Farbenindex geben zwei photographishe Auf- nahmen Aufschld, die mit dem 160 mm-Astrographen unserer Sternwarte gewonnen wurden.

5 640

IgZ8 Marz1S*371 31m I'm5 12m1 +Om4 '9'9 Jan. 3ISz83 4' '3.5 +IDS

Diese Aufnahmen lassen gegen Ende der 3eobachtungs- reihe eine sehr starke Zunahme des positiven Farbenindexes erkennen, die wahrscheinlich auf die Entwicklung von kraftigen' Emissionen im gelben oder roten Gebiet des Spek- trums nxikkzufiihren ist.

Die Lichtkurve zeigt nach dem ersten kurzen und sehr hohen M ~ u K ~ I . ~ einen sehr steilen Lichtabfall, dem ebige d~undi i re wellen ausgePr@t sindm Nach einer HeGkeib- abnahme von m d 7413 innerhalb der kunen Frkt von $Tagen wurde den 5- Jan. 1928 ein b h k m ~ ~ ~ (13'9) emicht, dem ein LichtanStieg 1% bis 1928 Miirz 3 folgte. Seitdem nimmt die Helligkeit der Nova der gewohnten Weise langsam und unter Pukierenden Schwankungen weiter ab.

Hamburg-GroDborstel, 1929 Febr. 10. A?. Beyer.

436

The sky was completely overcast with clouds on the morning of May 9, but from about 9h local time, it became clear enough for the Sun to be seen through the telescope. The observed times of contact are as follows:

Remarlrs G.M. T. Ob- (new) server

5h p 1 7 ? 5 &f probably one Seand slow.

7 10 27.6 B I) # D #

7 10 34.6 M m m D b

5 5 19-5 B Seen through thin clou&.

J .D . s~s~ . . . Schittzung Gr. Ball. 210.360 a ; b I I % ~ k,sw 218.524 0, d ; J 12.05 k, I 223.257 I 12.51 d, 2

227.344 I 12.56 k, sw 229.324 I 12.74 ssd, 3 230.424 I 12.83 sd, w, 3 231.315 <12.8 sd, 5 235.333 I 13.02 k 242.394 I 13.11 k 243.401 I 13.11 ssk

265.422 Z,p 12.98 sd 273.485 Z,p 1 2 . 7 1 k 279.351 ca. 12?4 12.4 k, M3 286.301 0, I 12.23 ssd, * 291.339 I 12.26 d 294.402 I 12.18 d, sw, * 300.452 I 12.23 k 301.331 0, d ; I 12.10 sk 302,293 0, d ; I 12.03 sk

257.277 4P '3.19 sk

Bemerkunnen. I . Mittel aus me

The observations were made by M. R. Buppu (M) with the 15" refractor (aperture stopped down to 4") and by T. P. BLaskaran (B) with the 3" finder. A neutral tint glass was screwed on the eyepiece of each telescope.

During the progress of the eclipse, eight chords were roughly measured on the Sun's image projected on a screen, and the times Of contact, derived from these measures, agree

Nizsmiah Observatory, Hyderabad, India, 1929 May 12.

d & d Y with the observed times.

T. P. Bhaskaran.

B eo bac h t u n g en.

305.349 ca. 12% ~2mo ed, Ma, * 319.353 0, I 12.08 k 320.349 0, 12.15 k 321.389 0, 1 1 2 . 1 5 sk 322.367 0, Z 12.23 k 325.322 0, I 12.13 k 326.353 0 , J 12.16 sk 329,356 0 , I 12.16 ed 343.3'8 12.26 ed 346.322 I 12.23 ssd 478.532 I 13.21 sk, h 500.506 a (13.0 ed,6 502.503 ca. 13m3 13.3: k 504.504 I 13.3: k 506.464 w 13.30 sk

510.540 W 13.25 k 511.467 w 13.30 k 533.454 w 13.07 ed, w

J.D.4. s... schlitzung Gr. Ball.

307.349 a. 12m0 12.0 ed ,Ma,3

508.493 w 13-39 d, w

'eren Schitzungen. I

J.D.14z5... &hktzung Gr. 535.494 w 13% I

560.423 w 13.21 554.480 w '3.39

588.486 w 13-30 591.469 w 13-35 612.365 w '3.44

621.337 w '3.39 625.278 w '3.35 627.437 w 13-30 628.276 w 13.35 641.344 w;P 13.44 643.388 w,q 13.53 644.361 w , q '3.54 646.272 w , q 647.399 w, q;P 13-51 651.324 w '3.44

617.260 A <13.2 620.281 w 13.30

13-51

h. ed

ed d, sw

ed, ** sssd, w, 7 k k, I ssk k ssk, M1 k ssk sk sk k

Sd , Ma, 4, *

ssd, 3

sd, 3

Belichtg. Platte Nova Farben- phot.Gr. vis.Gr. Index

I n h a l t m Nr. 5640. Fr. C. Fender. Double S t a n in the Astrographic Catalogue Hyderabad Section. 421. - S. C. Barton. Double Beobachtungen und Lichtkurven der drei

Observations of the Solar Eclipse stars in the Astrographic Catalogue Hyderabad Section. 425. - M. Beyer. Neuen Sterne DO Aquilae, EL Aquilae und XX Tauri. 1929 May 9. 435.

427. - T. P. Blarlwan.

Cmschlo~sen rgmq Juli 3. Hcraugcbu: H. Y o b o l d . Jhpcdition: Eel, Moltkcltr. 80. Poitlchesk-Konto NI. 6938 Hamburg XI. Druck van C. Scluidt. Inhmbcr Cmmg O h i m . Kiel.