30' 4478 3 0 2

iibernahm. Wie friiher, wurde die Helligkeit im 10-Zoller (f= 3 19 cm), ofters auch im 3-zolligen Sucher (f=-113 cm) nach der Stufenmethode durch AnschluD an je zwei Sterne, ausnahmsweise an einen oder drei, geschatzt.

Die Beobachtungsreihe zeigt keine groDeren Liicken, und die Hauptziige der Lichtkurve konnen diesmal als besonders sicher festgelegt gelten, da es uns gelang, samtliche Maxima beim Auf- und beim Abstieg zu beobachten. Eine Ausnahme macht nur das Maximum 4 I : der Veranderliche wurde am 3 0 . Januar plotzlich hell (= +43O4030, 9To) gesehen. Da er aber 8 Tage vorher noch schwach war und am 8. Februar bereits wieder zur GroDe I I ~ I herabgesunken war, so ist das Maximum sehr wahrscheinlich als kurz zu bezeichnen; der Aufstieg hatte dann am 27. oder 28. Januar stattgefunden.

Phase Steps Number

0465 7?3 8

1.87 6.1 8 2.69 5 . 3 8

4.10 5.0 8

6.99 2.5 8 7.81 1.8 8

1 . 2 7 7.3 8

3.39 5.0 8

5.47 4.1 8

war bis Ende Juli zwischen den Maxima nahezu stationar, und zwar I ITO- I 1m2, ausnahmsweise I 1m3 (Marz28-April5). Nach dem hellen und langen Maximum 46 sank der Stern jedoch eine Zeitlang bis 11m5 herab. Auch zwischen den Maxima 47 und 48 wurde diese minimale Helligkeit erreicht.

AuDer dem Maximum ist wieder der Moment gegeben, in dem SS Cygni beim Aufstieg die Helligkeit 9m35 erreichte. Unter Dauer ist wie friiher zu verstehen, wieviel Tage der Veranderliche heller als I I ~ O war; auch die unter Bb. angefiihrte Zahl der Reobachtungen bezieht sich auf die Helligkeit > 1 I ~ O . Die Zeit ist M. Z. Utrecht. Die laufende Nummer der Epoche werde ich kiinftighin mit arabischen statt wie bisher mit romischen Ziffern schreiben.

Hier folgt eine Ubersicht des Jahres 19 10.

Phase Steps Number 8d31 1.~8 8 9.05 2 . 1 8 9.72 2.7 8

10.28 3.6 8 10.85 3.9 8 11.26 3.8 8 11.84 5.1 8 12.78 7.3 8 13.70 7.6 8

- 41 ' 1910 Jan. 2 8 ? = 2418700? 42 i Febr. 2 3 . 0 8726.0

43 ~

April 10.6 8772.6 Mai 24 8816

In the accompanying figure, the above table is gra- phically represented taking the phase as the abscissa and the brightness as the ordinate. A smooth curve is drawn through or near the plotted points and from it the co-ordinates of the normal light curve were read as follows:

Tokyo, Astronomical Observatory, I 9 I I Jan. 7.

1910 Jan. 3 0 ? = 2418702? Febr. 2 5 8728 April 14 lang Mai 26 8818

Phase Steps

odo 7 % gdo rf'7

Phase Steps

1 . 0 7.3 8.3 1.7 2.0 5.8 9.0 2 . 0

3.0 5.1 10.0 3.0 4.0 4.9 11.0 3.8 5.0 4.4 12 .0 5.4 6.0 3.5 I 3.0 7 .5 7 .o 2.5 13.5 7.8

By examination of the figure we know that the star belongs to the type of 7 Aquilae and the light curve shows a secondary undulation in the decreasing branch. The maximum is of 7% in steps, or of 7m3 in magnitude; and it occurs at the phase 1 3 ~ 6 5 . The minimum is of 17'7 in steps, or of 7m9 in magnitude; and it occurs at the phase gd35. Thus, the mean range of variation becomes 6?1 = o"6 but I here notice that the star wa5 not observed always of the same brightness at the maximum and I do not know whether this is due to the accidental error or whether the star behaves itself so discordantly.

From the above, we propose the following elements of this star, until further reaching investigations will be published.

Max. = 2411873.865 Gr. in. t. f 1 3 ~ 7 5 3 E M - m = 5d30, M = 7"3, vz = 7"9.

ATaozo Jc/?znohe. ~

3 0 3

])as Intervall von 80 Tagen zwischen den Maxima 46 und 47 ist das Iangste, das ich bis jetzt beobachtete. Dan in diesem Intervall keine erhebliche Aufhellung stattgefunden hat, geht aus meinen zahlreichen (30) Beobachtungen, die nur einmal eine Lucke von 7 Tagen aufweisen, mit grot3er Wahrscheinlichkeit hervor.

Zum Schlut3 dieses Artikels mochte ich, zugleich als Erwiderung auf die Bemerkung von Herrn Stanley Williams (A. N. 4396, S. I I, 12), betonen, dat3 auch in den regel- mafiigen Jahren der Lichtwechsel von SS Cygni wesentlich von dem nach U Geminorum benannten Typus verschieden ist. Nach meiner Meinung konnen bei U Geminoruni, SS

4478

Aurigae, und RU Pegasi samtliche Maxima zwanglos zu zwei festen Typen, dem langen und dem kurzen, gebracht werden. Das ist aber bei SS Cygni keineswegs der Fall. Die Dauer und die erreichte Helligkeit sind, auch abgesehen von den ganz anomalen Maxima wie Nr. 1 5 , 1 7 und 35, jedesmal so verschieden, dafi man kaum das Recht hat, die Maxima ohne weiteres in ))langecc und ))kurzec( einzuteilen. Dazu kommt dann noch der vollig regellose Lichtwechsel d. J. 1908. So lange etwas Ahnliches nicht bei U Geminorum, SS Aurigae und RU Pegasi beobachtet ist, empfiehlt es sich m. E., den tuckisclien Stern SS Cygni den drei anderen Variablen gegeniiber als unregelmaiaig zu bezeichnen.

304

Die Helligkeit des Halleyschen Kometen. Die Beobachtungen der Gesamthelligkeit des Halley-

schen Kometen sind leider nicht zahlreich genug, um die genaue Lichtkurve des Kometen ableiten zu konnen. LXe an demselben Tage beobachteten Grofien des Kometen weichen oft so bedeutend von einander ab, daO die Realitat der Unterschiede zweifelhaft erscheint. Die Annahme ver- schiedener Luftzustande und Beleuchtungsverhaltnisse wiirde diese Unterschiede vollkommen erklaren. Auf dieselbe Ur- sache lassen sich die meisten unregelmafiigen Helligkeits- schwankangen zuriickfuhren. Ubrigens scheinen auch wirk- liche Schwankungen tatsachlich erwiesen zu sein.

Ich habe zunachst von letzteren abgesehen und das gesamte Beobachtungsmaterial (etwa 400 Schatzungen und Messungen) zur Ableitung einer mittleren Helligkeitskurve verwendet. Die wahrscheinlichsten aus der Kurve entnom- menen Grofien sind folgende :

1909 Sept. 1 2 i n = 15.8 1910 April 2 0 112= 2.7 )) 2 2

Okt. 2

9 I 2

)) 2 2

N O V . I

9 I I

)) 2 I

Llez. I )) I I )) 2 I

)) 31 1910 Jan. 10

)) 30 Febr. 9

)) 19 Marz I

)) 2 0

)) I I

)) 2 I

)) 3 I April 8

)) 16 Lemberg,

)) I 2

15.4 I 5.0 14.5 14.1 13.5 I 2.9 1 2 . 3 I 1 . 7

10.9 10.5

10.3

11.2

10.1

9.8 9.5 9.0 8.3 (7.3) (5.9) (4.4) (3.5) (3.2) 2.9

I 9 I I Januar

2 .5

2.3

1.7

0.8 0.4

2 . 1

1 . 1

-0.1

( -0.5) ( - 0.6)

0.4

I .8 2.4 3.1 3.9 4.7 5.3 6.0 6.6 7.2

7.7

- 0.2

1 . 1

Die den Konjunktionsepochen entsprechenden Werte wurden durch Interpolation erhalten und sind in Klammern eingeschlossen.

Bezeichnet man mit ni0 die GroOen des Kometen, welche der Einheit der Entfernung des Beobachters ent- sprechen, so ist

ino = nz - 5 log A. Berechnet man die mo und ordnet sie nach den Werten

r = 3.4 ?no = 13m0 Y = 1.0 nio = 5"8 3.2 I 2.7 0.9 5.0 3.0 I 2.3 0.8 4.0 2.8 I 1.8 0.7 3.0 2.6 I 1.3 0.6 2 . 3 2.4 10.8 0.7 2.7 2 . 2 10.3 0.8 3.1

2.0 9.7 0.9 3.6 I .8 9.2 1.0 4.0 I .6 8.6 1 . 2 5.0

1.2 7.1 1.5 6.7

des Radiusvektors des Kometen, so erhalt man:

I .4 7 -9 1.4 6.1

Aus dieser Zusammenstellung folgt, daia das absolute Helligkeitsmaximum zur Zeit des Periheldurchgangs des Kometen eintrat. Dieses Resultat, welches mit fruheren An- sichten in Widerspruch steht, halte ich fur sicher verburgt. Die Helligkeiten des Kometen fur r > 0.8 auf beiden Seiten

des Perihels stimmen sehr gut mit der Formel H = ~5.4 . Fur die Werte r < 0.8 ist die Helligkeitszunahme vor dem Perihel rascher, die Abnahme aber nach dem Perihel lang- samer. Da fur r = 1.0 bei abnehmenden Y nzo = 5.8 und bei wachsenden Y nzo = 4.0 ist, so folgt fur die irdischen Beobachter fur Y > 0.8: I. Vor dem Periheldurchgang ??z = 5.8 + 13.5 logr + 5 logA

Diese 2 Formeln stellen die aus der mittleren Hellig- keitskurve folgende Grofie bis auf 0. I Grofienklasse genau dar. Fur die Zeit von 1910 Marz 1 5 bis Ma; 1 5 sind obige Formeln nicht anwendbar.

R

2. Nach )) )) m = 4.0 + 13.5 logr + 5 logA

M. Ei-nst. ~ ~~~~

I n h a l t zu Nr. 4477-78. E. h'edlich. Uber die Bahn des Kometen 18861. - N. Zchinohe. On the Variable Star TT Aquilae. 299. - A. A . NGZunn'. Beobachtungen von SS Cygni. 301. - M. Emst. Die Helligkeit des Halleyschen Kometen. 303.

Geschloseen 1911 Febr. 27. Heraosgeber: H. K o b o l d . Driick von C. Schaidt (Georg Oheim, Alfred Oheim). Expedition : Kiel . Xloltkestr. So