ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 172.

Nr. 4116. 12.

Beobachtungen von langperiodischen Variablen a m U t r e c h t e r R e f r a k t o r von A. A. Ngland.

Im Dezember 1904 fing ich eine lingere Reihe Beob- achtungen von veriinderlichen Sternen an. Die Helligkeit wurde nach der Stufenmethode im I o-Zoller R (f = 3 I 9 cm) oder im 3 -ziilligen Sucher S (f = I 18 cm), ausnahmsweise auch in einem Opernglase B geschatzt. Die Arbeitsliste enthiilt :

I. I 3 Veranderliche vom Algoltypus (Algol, R Tauri, 6 Librae, Z Herculis, U Sagittae, Y Cygni, U Cephei, U Co- ronae, S Cancri, Z Persei, W Delphini, Y Camelopardalis und Z Draconis), W O V O ~ nattirlich insbesondere die Minima be- obachtet wurden. Ich erhielt im Jahre 1905 315 Schatzun- gen, wodurch 5 7 Minima bestimmt wurden, und wortiber ich spiiter berichten werde.

2. 4 kurzperiodische Variable (6 Cephei, T Monoce- rotis, X und SZ Cygni) und die unregelmaaigen Verilnderlichen U Geminorum und SS Cygni, welche so oft wie moglich be- obachtet wurden. Aus dern Jahre 1905 liegen 522 Beob- achtungen vor, welche aber hier nicht weiter besprochen werden sollen.

3. 41 langperiodische Variable von in der Regel hoher Deklination, die den Gegenstand dieser vorliiufigen Mitteilung bilden.

Ich habe die Absicht, diese 41 Veranderlichen an- dauernd mehrere Jahre hindurch zu tiberwacben. Dai3 dabei eine Beobachtung pro Monat (Harvard Annals XXXVLI, S. I) sogar bei den Iangeren Perioden nicht ausreicht, mogen die folgenden Beispiele beweisen :

R Draconis . Ein spitzes Maximum fallt zwischen 7019 und 704r 1). Ohne die Beobachtung von 7034 hatte ich. den Verlauf der Lichtkurve wesentlich anders annehmen mussen.

R Lacer tae . Das Maximum von 6952 ist nur roh bestimmt, da mir zwischen 6933 und 6974 keine Beob- achtung gelang.

Das spitze Maximum von 6970 wiirde ohne die Beobachtung von 697 I aus den Schatzungen von 6956 und 6987 ganz anders ausfallen.

Aber nicht nur in der NPhe eines Maximums oder Minimums, sondern tiberhaupt kann m. E. eine Beobachtung pro Monat nicht zur genauen Feststellung der Einzelheiten der Lichtkurve ausreichen. Die Falle sind nicht selten (W Andromedae, R Aquilae, Y Cephei, R Lacertae, R Ursae majoris, R, Z und TU Cygni), in denen Helligkeitslnderungen von und mehr pro Woche vorkommen. Ich habe mir

R Ursae majoris.

daher zur Aufgabe gestellt, zwei oder drei Beobachtungen monatlich zu sichern. Fur die 4 I langperiodischen Verander- lichen fallen im Jahre 1905 982 Beobachtungen auf zwolf Monate, wobei man bedenke, da8 nicht aile hier besprochenen Sterne das gauze Jahr hindurch beobachtet werden konnen, und dall unser 10-Zoller nicht unter 1 4 ~ geht, welche Grenze nattirlich bei Mondschein oder niedrigem Stande des Gestirns vie1 hoher liegt. Andrerseits mochte ich betonen, dab bei der ziemlich groben Zahl der jeden Abend beobachteten Variablen (im ganzen fallen im Jahre 1905 mehr als 1800 Beobach- tungen auf 157 Nachte) wohl kaum mehr von Voreinge- nommenheit die Rede sein kann. Ich bin mir sehr positiv bewuBt, am Fernrohr immer nut neugierig zu sein, wie der Veranderliche sich wieder benimmt, und welche neuen Ober- raschungen er wieder bringt.

Erst nach Abschlu8 einer Iangeren, sich tiber mehrere Jahre erstreckenden Reihe von Beobachtungen Itrot sich De- finitives tiber die Lichtkurven sagen. In dieser vorlaufigen Mitteilung beschranke ich mich auf die Daten der Maxima und Minima, und auf die ungefghren Angaben der Hellig- keiten dieser Phasen. Die Form der Lichtkurve hangt na- tiirlich in betrachtlichem Ma8e von den angenommenen Hellig- keiten der Anhaltsterne ab, und das ist eine der schwierigsten Seiten des Problems. Wenn (siehe A. N. 3695) wegen der Veranderlichkeit des Stufenwertes kein Beobachter meiner Meinung nach schon bei kleinen Lichtschwankungen seine Helligkeitsschatzungen in Stufen geben sollte, so ist bei den Amplituden von ftinf Grdgen und dartiber hinaus, wie sie so oft bei langperiodischen Variablen vorkommen, der AnschluB m photometrisch bestimmte Vergleichsterne unbedingt not- wendig. Eine in Stufen gegebene Lichtkurve kann Einzel- heiten (Inflexionspunkte, Beschleunigungen oder Verzogerungen des Lichtwechsels) zeigen, welche keine reelle Bedeutung haben, sondern der ftir den Beobachter individuellen Ver- inderlichkeit des Stufenwertes zugeschrieben werden mUssen.2) Dieser Stufenwert hangt nicht nur, wie jeder Beobachter wei8, von dem Intervalle der zu vergleichenden Sterne ab, sondern iuch von der absoluten Helligkeit, also von der Beschaffen- ieit der Luft, von der Mondphase, insbesondere aber auch ?on dem benutzten Instrument. Wenn nun aber ein Ver- inderlicher mit sehr groBer Amplitude bald in einem kleineren, Iald in einem starkeren Fernrohr beobachtet werden mu& 10 hat der Beobachter gewill nicht das Recht, ohne weiteres ien Stufen fur die beiden Instrumente gleichen Wert bei-

~

') Ich werde stets dG J. D. gebrauchen und dabei die ersten drei Ziffern weglassen: 7019 bedeutet also J. D. 2417019. 7 So zeigte z. B. die vorlaufige in den Hagenschen Stufen gezeichnete Lichtkurve von R Arietis eine Verzogerung vor dem Maximum

von 7220, welche nach kritischer Verbesserung der Anhaltsterne vollig verschwand. I 2

J 79 4

zulegen. Genaue Kenntnis der Lichtkurve kann nur aus dem AnschluD an die instrumentelle Photometrie erfolgen. Eine Lichtkurve in Stufen, wie sie so haufig gegeben wird, wobei selbstverstandlich der Stufenwert konstant vorausgesetzt wird, liefert kein reelles Bild von dem Lichtwechsel des Verander- lichen. Nach meiner Auffassung spielt die Stufe bei vielen Beobachtern eine vie1 zu gewichtige Rolle. Noch immer werden haufig Bvisuellea, aus Stufenschatzungen hergeleitete GroOen den Bphotometrischena gegenubergestellt, als ob sich nicht die visuellen Schatzungen einfach den photometrischen GroIJen, unter Beriicksichtigung nattirlich der auch in den photometrischen Messungen zu befiirchtenden Fehler, anzu- schmiegen hatten.

Ziemlich allgemein wird in der Nahe der zehnten und elften Grofle die Helligkeit photometrisch etwa eine GroOen- klasse schwacher angegeben als die Beobachter selbst sie aus Stufenschatzungen finden. So verwundert sich Dr. Graff (Mitt. der Hamburger Sternwarte Nr. 8, S. 62), daO Pickering eine Lichtkurve von W Delphini gibt, welche bis zur zwtilften GioBe herabgeht, wahrend er selbst im Minimum nur I ~ m z findet. Ich schatze W Delphini im Minimum etwa 1m2

schwacher als einen Stern y , der noch bequem im 3-ztilligen Sucher sichtbar ist. Da nun aber - siehe weiter unten - im Zenit der 3 -Z6ller I 1915 als Grenze hat, kann ich y = I I ~ O setzen. Und so wird, in guter Ubereinstimmung mit Pickering, W Delphini im Minimum gleich 12912. Die 12. GroIJe von Pickering ist - mehr oder weniger genau - photometrisch bestimmt, und beruht also auf dem allein gflltigen Gesetz

215 (m - ml) = log - Y' Y

neben welchem subjektive Auffassungen von Stufen nicht in Betracht kommen dtirften. Wenn die instrumentelle Photo-

Variabilis

R Aurigae S Bootis R Camelopardalis S Cassiopejae T B S Cephei R Draconis R Lyncis S Persei R Ursae majoris

T w B

S B >

Mittel

lo-Ztiller R

+ 6 - 6 + 4 - 5 .

0 0

- 2 2 + 2 1

- 3 t 2 +IO - 6 - 5 + 6 - 6 + 8 - 9 - 5 + 6 -14 + 6 i- 8 +39 - 1 5 -24 + I 0 -10

Die dritte und ftinfte Spalte enthalten, in 09101, die Abweichungen vom Mittel. Far den m. F. einer Schfltzung finde ich 0912 I (S) und om16 (R), fur den m. F. der in der Tabelle gegebenen Mittelwerte om125 (S) und om10 (R), im Mittel also om1 I. Wird aber aus den Zahlen der zweiten und vierten Spalte ein m. F. berechnet, so kommt dieser zu om215 (S) und 09024 (R), im Mittel also 0?23 heraus. Der ziemlich kleine m. F. om1 I zeigt, daIJ die hier benutzte Me- thode der photometrischen Messung gegentiber nicht als un-

16 I 80

metrie fur einen Stern rim5 gibt, obgleich ich auf Grund von Stufenschgtzungen I om5 annahm, so hat sich mein Stufen- wert einfach zu andern. Diese auf der Hand liegende For- derung, angesichts welcher es Wunder nehmen kann, dafl bei vielen Beobachtern die Stufe immer noch eine gewisse selb- stiindige Rolle spielt, bleibt bestehen, unabhangig davon, ob, wie es unglilcklicherweise der Fall zu sein scheint, es sich herausstellt, dafl auch die instrumentelle Photometrie noch nicht immer sehr zuverlassig ist.

Ich habe, erstens um diese Zuverlassigkeit der photo- metrischen GroBen , wenigstens annahernd zu prfifen, zweitens aber auch, um zu jeder Zeit uber zwei photometrisch fest- gelegte Anhaltspunkte verfflgen zu konnen, die Grenze der Sehkraft meiner beiden Iostrumente R und S zu bestimmen versucht. Die Mittel dazu boten mir die Harvard Annals (Band XXXVII), worin fur 12 Veranderliche, welche auch auf meinem Programm vorkommen, die photometrischen Helligkeiten von vielen Anhaltsternen gegeben werden. Ich versuchte nun, fur jeden speziellen Fall in Stufen auszu- driicken, wie hell sich die schwachsten tiberhaupt noch sichtbaren Sterne, im ro-Z6ller, bezw. im 3 -Z6ller zeigten. Wenn zwei Sterne zur Eestimmung dieser Grenze ihren Beitrag lieferten, gab ich dem schwacheren das doppelte Gewicht. Das Resultat wurde dann mittels der Potsdamer Extinktions- tafel (Publ. des Astrophys. Observ. zu Potsdam, III, S. 285) auf den Zenit reduziert. Da die Extinktion natUrlich immer in demselben Sinne wirkt, iifters aber nur die zweite Dezi- male beeinfldt, habe ich zwei Dezimalen beibehalten. Fur die Umgebung jedes Veriinderlichen wurden die Grenzen an wenigstens 2, ofters 3 oder 4 Abenden bestimmt. Das Mittel wurde dann gebildet, ohne darauf zu achten, ob ein Abend- resultat von I oder 2 verschiedenen Sternen herriihre. So entstand die hier folgende Tabelle :

I 19188 I 1.46 11-44 11.50

11.55 I 1.60

I 1.09 I 1.50 I 1.78 I 1.3 7 1 1 . 5 2

11-49

1 1 . 2 1

3 -2oller S

+ I + I 0 - 1 2

+ 7 - 7 +36 . - 4 -19 -14 - I t 7 -40 f 3 5 + 5 - 7 + 6 -10 + 9 - 6 + 6 - 7 + 6 +12 -i 6 - 4 -14 + 5 1 -28 - 2 2

+15 - 1 5 -~

- R - S

2 m 1 0

2.39 2.45 2.28

2 . 2 7

2 . 8 2

2.33 2.80

2.78 2.06

2.11

2.22

2.38

iagen S

I 1m04

I 0.04 10.73 10.62

I 1.14 10.80 I 1.24 10.87 I 2.48 10.56 1 0.9 5

-

-

sicher betrachtet zu werden braucht. Wie dem auch sei, ich werde die Mittelwerte 11m5 (S) und 13mg (R) mit dem m. F. om066 vorlflufig fur die beiden Instrumente als Grenze betrachten. Der Unterschied R - S = 2m38 steht in be- friedigendem Einklang mit dem Verhaltnis der 6ffnuogen (261 und 75 mm). Es wird namlich 5 log 261/75 = 2.71.

Ich kann noch hinzuftigen, dab ich unter Berucksich- tigung dieser Grenzen ftir meinen Stufenwert aus den Anhalt- sternen von 35 Verinderlichen om119 (S) und om111 (R)

181 4

fand. Zum SchluD die Bemerkung, daD, wie wohl nicht anders zu erwarten war, die nach Stufen geschitzten G d e n von Hagen (Atlas stell. var.) noch mehr unter sich abweichen als die photometrischen Resultate der Harvard- Sternwarte. Hagen selbst hebt ja hervor (A. N. Bd. 145, S. 33), daD man die aus seinen Stufenschatzungen bei den individuellen Vari- ablen erhaltenen Gr6Den der Vergleichsterne nicht unter sich vergleichen darf.

Die Grenzen 11.5 und 13.9 lieferten mir unter Be- rticksichtigung der Stufenschatzungen und in Verbindung mit den photometrischen GrgDen der hellsten Vergleichsterne die Mittel, die Helligkeit samtlicher Anhaltsterne zu bestimmen, und die Lichtkurven in einheitlichem MaDe zu zeichnen. Diese hellsten Vergleichsterne entnahm ich wo moglich den Potsdamer Katalogen , sonst den Harvard Annalen oder natigenfalls der BD. Auch verdanke 'ich mehrere Vergleich- sterne der Liebenswiirdigkeit des Herrn Professor Miiller in Potsdam. Da tatsachlich die Grenzen 11.5 und 13.9 sich auf das System der SHarvard Photometrya beziehen, so htitte ich den systematkchen Unterschied PD. - HP. beriicksich- tigen miissen. Vie1 kommt Ubrigens nicht darauf an, da in dieser Mitteilung nur vorllufige GroDen angefiihrt sind.

Variabilis

W Andromedae

RV Andromedae

R Aquilae

R Arietis

R Aurigae

X Aurigae

S Bootis

R Camelopardalis

S Camelopardalis

T Camelopardalis

R Canum Ven.

S Cassiopejae

7

Zahl 1,. Bb

30

__

2 1

24

28

23

3'

25

33

2 5

2 7

28

23

- J. D.

241 6902

--

6989 6934 7 0 4 5 7105 7 1 7 4 7 1 2 0

6843 6940 7033 7128 7029

69'5 700 I

7 0 7 8 7162 685 I 6985 7 1 2 5 6949 7080 6990

7 1 5 0

6894 - 707 ' 6841 6985 7 I45 6903

- 'hast __

m M M m M m m

M m M m M

M m M m m M m M m m

M

M m m M m M

- Farbc __

4c

4

3 6.0

2

4.8

2

2.5

5.9

5.1

6

3

3.5

- [nstr -

R R R R R R R S S R S R R S S R S R R S R S R R S R S S R R S R S

6 I82

Hier folgen nun die beobachteten Maxima und Minima von 38 langperiodischen Veranderlichen. Drei Sterne komrnen in der Tabelle nicht vor: tiber Mira Ceti berichte ich seit zehn Jahren ausfllhrlich in dieser Zeitschrift, und von 7 Ge- minorum und e Persei liegen nur vereinzelte Beobachtungen vor. Die itbrigen 38 Veranderlichen sind slmtlich aufge- nommen, auch wenn ich kein Maximum oder Minimum be- stimmen konnte, sei es, d& die Lichtkurve im Jahre 1905 keins darbot, oder, daD das Minimum zu schwach fdr den 10-Zoller war. In diesem letzten Falle habe ich doch wenig- stens ein Minimum roh anzugeben versucht.

Die Helligkeit des Maximums oder Minimums habe ich nicht nur, vorlaufig, in GroDen, sondern auch in bezug auf die Vergleichsterne gegeben: es bedeutet e. B. 7 < 7O3960 (R Aquilae), dal) der Veranderliche im Minimum etwa om7 schwiicher als BD. + 7O3960 war, wobei ich aber ausdrticklich betone, daD der grol3e Unterschied om7 nicht in einem Sprunge geschatzt wurde, sondern mittels eines hier weiter nicht genannten schwacheren Vergleichsterns.

Die Farbe wurde nach der Schmidtschen Skala ge- schiitzt. Die neunte Spalte gibt unter T die Zahl der seit der letzten gleichartigen Phase verlaufenen Tage.

I 2m6

9.0 8.5

8.9 10.8 I 0.9

11.1

11 .2 8.25

I 1.7 8. I

7.7 7.9 8. I

8.4 12.3 13.4 8.8

I 2.9 8.0

13.7 ? 9.3 9.8 7.6 8. I 7.5

I 2.8 I 1.7 7.8

12.2

12.2

11.1

9.4

Grobe

- - h = '/2 (44'446+4z0489 1 < 41'573 = f = 47'573 3 >f 7 < 7'3960 10 < 7'3960

1 > H 2 o

= H 2 8

= 23'308

2 > 230308

5 > 53"869 3 > 53O869 I > 50~1269 4 < f i ~ (A. N. 3925) I > 50'1275 5 < f i z

r < H 3 1 = 54'1679 4 > H 3 ' 2 < 85'034 I < p ?

3 < 68O394 2 > 68O394

4 > 68O401 I < 68O401 I < 66O353 I > H 4 6 2 < H 17 - - 4Oo270I I < H 1 4 2 < 71'67

- Bern.

2 5

2

2 7

26 6

2

2 2

23

2

19, 24

23 2

2, 3 I

I

6, ' 7

9

1, 6 12'

'83 4 1 16

Variabilis

T Cassiopejae

Y Cassiopejae S Cephei

T Cephei

Y Cephei

Z Ceti

x Cygni

R Cygni

Z Cygni

ST Cygni

TU Cygni

R Draconis

W Herculis

R Lacertae

R Leonis minoris

R Lyncis

S Lyncis

RW Lyrae RX Lyrae RV Pegasi

S Persei

U Persei

R Trianguli

R Ursae majoris

Zahl 1. Bb.

26

2 1

1 7

33

29

16

38

34

29

2 1

25

2 5

26

23

2 5

25

2 1

28 13 23

2 1

26

25

2 7

- J. D.

,241 6935

7104

7013? 7023

6954

7155

6880

7094 7199 68351 7060 6847 7 1 2 0

7 0 7 0

7075?

6919

7189 6963 7154 6873 6994? 7091 7204 6930 7037 7 1 7 1 6943 7071

6 9.5 2

709 5 7136 7165 6994 7176 6992? 7173 6953 7 1 1 8 ? 7 105?i 6988' 6765? 7070 6934? 7089? 6950 7 0 1 2 6845' 6964 71'3 6970 7163

- 'has,

M

rn

m M

M

m

M m M m M m M m M m M m M M m M m m M m m M M m' M' m' m M m M M rn m M M M M' m' rn M m M m M m

- Farbe

6?0

6. I

8.3

4

6.2

5.1

6

2.5

3

2

2

3.5

5 3.5

2'5

4.5

3.3

- :nstr. __

R S R S . R S R S B R S R R S R B R S R S R S R S R R R R R S R R S S R R R R S R S R R R R S R S S S S R S R S R

7m5 1.7

I 1.7

8.0 7.0 6.4 6.6 9.4 9- 7 9.4

: 13.9 8.6

13.4 4.5

13.4 6.9

13.9 7.9

13.9 1.9

13.9

9.4 : 13.9

9.4 13.6 13.4

7.9 12.7

13.3 8.4 8.8 ?

'3.7 '3.5 13.8 I 1.4

7.3 14.0 I

9.4 : 13.9 : 13.9

12 .0 5 9.0

10.5 9.1

11.2

: 13.9

10.0

7.8

9.6 I O : 8 8.0

12.7 6.9 ?

I 2.6 6.8

'3.3

GroDe

4 > 54'49 2 > 54"49 I > H 3 i 1 > H 3 7 unsichtbar 4 > 71'832 4 > 71"834

2 > 67"1329 = 68'1186 3 < 68O1186 2 < 79'16 unsichtbar

4 > 61"1329

I > -2'154 3 < i I < 41 Cygni I < H 1 0 7

3 < 1

5 < H 8 2

2 < 49"3059

4 > 49O3'56

4 > 49"3'56 4 < k I < 54"2375 2 < 48'2952 unsichtbar 2 < 48'2952 6 < t = '/z(H 32 + 34) 2 > 67O962 - H27 3 ' H 3 2

-

3 > 37"2184 3 < 41~4582 ?

3 > Y

2 > H 2 8

unsichtbar 2 > 55"1164 2 < 58"960 unsichtbar unsichtbar I ? > C (A.N.3873) = '/* (19'4659 + 4653: I > " 5 (Wolf, A.N.3977: 1 > 57'546 = 51'557 I > H 3 7 = 53O440 2 < H 4 3 I < 33"461 I < H 4 3 3 < fO"645 I < H 3 0

I > Y

- - Y

I > 34'2022

- T

2 7 0

218 2 1 0

24 I

305

268

184 - Bern.

2 s 9

41 8 5

6 4

7 2

2

30 2 0

2 0

2;28

4

[91 29

[9120

'9 I 0 I1 I 1 I 1

I 2

13 '9

I4 I 5 16

2 2

18 18 2

2

19 2 0

2 0

I 85 41 16 I 86

39

33

Variabilis

241 6867 6977 7094 7195 6897 7064 7147

S Ursae majoris

T Ursat majoris

M - m M 4"

Phase Farbe l l

m M m M 1.6

1 6 ~ 1 7 ~ 3 9 S 8 1 16 15 25.98 16 1 5 12.25 13 2 2 6.3 IZ 9 14.8 9 11 47.9

Instr. - I

+oS15 +0.15 -0.53 -2.7

-3.9 -3.7

GroBe 1 T I Bern.

7?8

7.6

7.3 13.3 8.2

11.6

11.2

= 1 / 2 ( 6 ~ 0 ~ 3 0 7 + 131 1 < H 2 6 2 < 61~1307 = H a 3 I > 61~1307

3 < 60~1416 = '/s(H 2 7 + 29)

2 2 1 218

23

2 1

~ 2 1

H = Hagen, M = Maximum, m = Minimum, > = heller als, < = schwacher als.

Bern e r k u n g e n. I. Flach. z. Ungenau. 3. Die Minimalhelligkeit konnte nicht bestimmt werden,

da von 7063 bis 7106 keine Beobachtung erhalten wurde. Trotzdem ist das J. D. des Minimums ziemlich genau. Fiir Stem p siehe Harvard Annals XXXVII, S. 8.

4. J. D. des Minimums trotz des Unsichtbarwerdens vielleicht nur f IOT unsicher.

5. Sehr ungenau. Schatzungen sehr schwierig. ofters war tiber die Helligkeit kaum ein sicheres Urteil mtiglich.

6. Kurve glatt. 7. Maximum und Minimum sehr spitz. Die Periode

kann nicht vie1 von 187 Tagen (Luther, A. N. 4052) ver- schieden sein. Der Stern j steht ungefahr 4' nordlich von 2 Ceti.

8. Der Stern war im Dez. bis 9m8 angewachsen und ziemlich rot (403).

9. Aufsteigende Kurve schllngelt. 10. Das J. D. des Maximums kann kaum loT unsicher

sein, obwohl der Stern im g r d t e n Lichte nicht beobachtet wurde. Die GroBe des Maximums ist nur genlhert.

I I. Das sekundlre Maximum (7 136) scheint mir ziem- lich sicher verbfirgt zu sein. Y - R = +3s +o!7.

12. In der Nahe des Maximums wurden vier Beob- achtungen von Herrn v. a!. BiZt angestellt. Absteigende Kurve schliingelt.

I 3. Unsicherheit f I O ~ .

14. Unsicherheit f 1 5 ~ . S Lyncis ist doppelt. Der Begleiter (13m4) kann in der Niihe des Minimums leicht mit S vertauscht werden.

Utrecht, 1906 April 23.

15. Unsicherheit vielleicht f30T. Der Stern war von 7006 bis 7172 unsichtbar.

16. Ab der Stern 6994 zuerst wieder gesehen wurde, war das Maximum wahrscheinlich eben vorbei. Der Stern war von 7080 bis 7197 unsichtbar.

I 7. Starke Verzdgerung (oder sekundtires Minimum zu 8?2, etwa 6845?) vor dem Maximum.

18. Maximum und Minimum sehr flach. Vielleicht bilden sie zusammen mit einer spateren auf etwa 7240 fallenden Aufhellung das eigentliche Maximum ; dann wiire 7089 als sekundares Minimum zu betrachten.

19. Kurve sehr symmetrisch und glatt. 20. Spitz. 21. Maximum asymmetrisch. Der Aufstieg war sehr

2 2 . Zu den 23 hier erwZLhnten Beobachtungen gehoren

23. Verzogerung vor dem Maximum. 24. Die Kurve war in bezug auf beide Koordinaten-

achsen vollkommen symmetrisch ; das Minimum hatte genau dieselbe Form im Spiegelbild, wie das Maximum.

25. Kurve sehr unregelm&g, aber glatt. Ffir Stern /I siehe Pop. Astr. VII, S. 163.

26. Flach und asymmetrisch; dem steilen Abstieg folgte ein sehr langsamer Aufstieg.

27. Stern f (1855.0): a = zhorn3gs, d = +48O1%!8. 28. Der Stern K steht ungefahr I' nordlich von

29. t - T U = + 1 7 ~ +0!4. 30. Y - R = -3= +0!8.

steil, der Abstieg anfangs sehr laogsam.

drei im Oktober I 904 angestellte Schatzungen.

S T Cygni.

A. A. NqZand.

Beobnchtungen von Eometen am 49 c m R e f r a k t o r d e r S t r a b b u r g e r S t e r n w a r t e v o n Dr. C. K Wirtz.

1906 1M.Z. Strabb.1 da 1 dS 1 Vgl. 1 Vgr. I aapp. I Parall. 1 dapp. 1 Parall.) Red. ad 1. app. 1 * K o m e t 1905 VI (1906 a).

Jan. 29 31 3'

Febr. 15 16 18

6h 48m3 I! 6 4 5 6

10 59 38 6 46 5 2 6 39 16

I 7 7 ' 9

+ r m 0'5% -3 14.59 -0 23.03 - 2 30.9 - I 48.7 - 1 7.4

+3' 3317 +o 41.7 + 2 46.3 - 2 44.4 -2 37.2 -4 4.9

4 5 1 ' 7' 39:9 +54 36 59.9

- 4 3 34 47.8 +84 34 5 2 . 5

+54 56 8.0

+84 16 39.2

+ 8:'4 +8.6 + 6.9 + 5 . I

+ 3.4 - 2.0

-1S42 - 913

-1.42 -10.2

+ 2 . 5 -13.1 + 5 . % -10.7 +%.I '- 1.4

-1.44 -10.0