14.1

Aus diesem Vergleich ist ersichtlich, dass die Wasser- stoff- Linien seit 6. April keine nennenswerthe Veranderung erlitten haben, die sammtlichen Nebel- Linien aber bedeutend heller geworden sind.

Interessant ist das Erscheinen der Linie Nr. 4, welche ich bis jetzt nicht beobachtet habe, ferner dass ich bis

3752

jetzt die merkwurdige Periodicitat des Spectrums nicht con- statiren konnte.

Da die Nova langere Zeit beobachtet werden kann, hofie ich mit dem Objectivprisma ausgiebiges Material zur Kenntniss dieses interessanten Himmelskarpers sammeln zu konnen.

' 44

Nr.

1

2

3 4 5 6 I

8 9

1 0 1 1

1 2

'3 14 '5

16

Beschreibung des Spectrums

Die helle gelbe Nebel-Linie 1 = 5006

Schwache helle Linie (2 = 4959?) Wasserstoff- Linie Hfi Starke helle Linie Helle Linie Schwache helle Linie Schwache helle Linie. Nr. 5 und 7 habe ich

zuerst am I 4. Marz photographirt H Y Schwache helle Linie (?) Hi H E Nebel-Linie R = 3867

Schwache helle Linie Schwache helle Linie Starke ultraviolette Linie I ca. 3420

Sehr schwache ultraviolette Linie R ca. 339c

6. April

kaum sichtbar

- vie1 heller als No. I

recht hell schwach schwach

-

sehr hell sehr schwach sehr hell hell sehr hell

schwach sehr schwach unsichtbar, zuerst am

unsichtbar I I . April photograp-.irt

18. - 24. August

bedeutend heller geworden, sie ist

schwach unverandert geblieben sehr hell, heller als Hi vie1 schwacher geworden unsichtbar schwacher geworden

jetzt vie1 heller als Hb

unverandert sehr schwach (?) unverandert unverandert noch heller geworden, die hellste

schwach, unverfindert unsich tbar sehr stark, breit

Linie des Spectrums

sehr schwach

Die erste brauchbare Photographie dieser merkwurdigen Nebel wurde, wie A. N. 3736 mitgetheilt, hier am 23. August mit dem Bruce -Teleskop erhalten. Eine ausgezeichnete Photo- graphie derselben hat dann Ritchey vom Yerkes Observatory am 2 0 . September mit einem grossen Reflector hergestellt und im Astrophys. Journal, I 90 I October, mitgetheilt.

EinP Vergleichung der beiden Bilder zeigt auf den ersten Blick, dass in der Nebelmasse in der kurzen Zwischen- zeit von nicht gan-z einem Monat grosse Verinderungen vor sich gegangen sind. Ueberall erscheinen die Hauptknoten und Linien mehr oder weniger verandert und verschoben. Die Entdeckung dieser Veranderungen wurde zuerst - nach telegraphkcher Mittheilung - von Herrn Perrine auf dem Lick Observatory gemacht, der den Nebel mit dem Crossley- Reflector ebeofalls aufgenommen hat.

Inzwischen ist hier am 17. November wieder eine vor- zhgliche Aufnahme der Nebel mit dem Bruce-Teleskop ge- lungen. Sie zeigt abermals grosse Verfinderungen im Nebel gegen die Aufoahme von Ritchey vom 20. September.

Der Nebel bestand im Wesentlichen aus einzeloen con- centrischen Hhllen, von zienilich ovaler aber unregelmksiger Form und aus mehr oder weniger +ken Wolken zusammen- gesetzt, die besonders stidlich und stidostlich von der Nova hell ausgebildet sind. An verschiedenen Stellen sind hier

die Wolkenknoten besonders dicht. Alle diese Gebilde haben sich nun mehr oder weniger seit dem 23. August verandert.

Resonders auffallend war von Anfang an die ausserste Hiille, weil sie wohl am hellsten ist und eine ziemlich zu- sammenhangende ovale Schale von etwa 6' Abstand von der Nova zu bilden scheint. Ihre VerPnderung lasst sich auch am leichtesten studiren. Ihr Abstand von der Nova selbst ist nun vom 23. August bis zum 20. September und von da bis zum I 7. November continuirlich gewachseo.

Sie besteht aus helleren und dunkleren Wolkchen, und man kann die Bahn verfolgen, die diese beschrieben haben. Die Wolkchen standen nun am 20. September fast genau auf der Mitte des Weges, den sie vom 23. August bis zurn I 7 . November durchlaufen haben.

Daraus scheint zu folgen, dass die Geschwindigkeit im Abnehmen begriffen ist.

Interessant ist ferner zu bemerken, dass die WGlkchen sich nicht senkrecht zu der Fllche der ovalen Schale bewegt haben, sondern dass sie fast genau radial von der Nova aus fortgeeilt sind.

Ich spreche zwar hier immer von Fortbewegung, man muss aber bedenken, dass sich dabei nicht nur die Form der Schale, sondern auch die Formen der einzelnen Wolk. chen keineswegs erhalten haben, sondern dass sie sich ziemlich

I 4 5 3752 146

Most of the observations of this star are photographic. In order to reduce these uniformly, the magnitudes of six stars of intermediate brightness were carefully determined from seven plates by sequences 6f steps, and on the as- sumption that the photographic magnitude of BD. +z9?4z37 (9m3) is 9.2 ; and that the faintest stars shown on the plates taken with a 4.4 inch portrait lens and an exposure of about an hour, are I zmo. On this scale the photographic magni- tude of BD. +2904233 (9915) is 9.81 ; and that of a star (9) about 45" n. p. the variable is 11.80.1) The brightness of the variable was then estimated from the seven corn- parison stars in the usual way after the method of Arge- lander. The resulting magnitudes of the variable are: 1901 Sept. 2 1 , 10.81; Oct. 7, 10 .26 ; Oct. 14, 9.79; Nov. I , 9.88; Nov. 3, 10.47. These indicate a maximum for 1901, Oct. 2 1 ,

the photographic magnitude being 9.7. This corresponds to

stark veranderten. Es ist also nicht ganz sicher, dass ein Fortschleudern der Materie selbst stattfindet.

Eben so gut als an eine Fortbewegung der Materie konnte man vielleicht an eine Fortpflanzung einer Explosion denken, und es ware verfiihrerisch zu glauben, dass hier vor unseren Augen das Experiment einer Weltbildung durch eine Knallgasexplosion, welche durch das Eindringen der Nova verursacht ware, ausgefiihrt wiirde.

Die Bewegung des fast genau siidlich von der Nova

a visual magnitude of 9.0, since observations made on two of the nights when photographs were taken, show that the star is om7 brighter visually than it is photographically.

The variable is absent altogether from plates taken on the undermentioned dates, and must therefore have been fainter than I P , 1899 Oct. 6 and 9, 1900 Oct. 26 and 27, and Nov. 1 5 . I t is about I 1.8 on a photograph by Prof. Max Wolf dated 1891 July 13 and 14; and on another o n e 3 dated 1895 Nov. 21, it is 11.62. In the first. of these (with exposure 5 hours) the variable forms one elongated spot with the comparison star g, so that the exact bright- ness is difficult to determine, though it can hardly differ greatly from that of g. In the second photograph the two stars are sharply defined and well separated. The magni- tude of the variable in the BD. is 9.5. Its period is un- certain at present.

liegenden Schalentheiles betrug in der Zeit vom 23. August bis zum I 7. November etwas mehr als eine Bogenminute; der - besonders stark entwickelte - Theil genau siidost- lich von der Nova hat sich dagegen - in radialer Richtung gemessen - etwas iiber I Bogenminuten fortbewegt.

Eine genauere Ausmessung und Beschreibung des Nebels und der Bewegungen hoffe ich in einiger Zeit geben zu kiinnen.

Asteroid 1900 GA was discovered June zSth 1900 by the late Director James E. Keeler of the Lick Observatory. The observations are published by Director W. W. Campbell in A. N. 3708. Although the asteroid was photographed on four nights, the available data for a determination of the orbit consist only of three positions which lie very nearly in the same great circle.

Heidelberg, I 90 I Nov. 2 I . Max Wog.

PS. vom 26. Bov. Flammarion's Aureole urn Nova Persei hat stark ihren Durchmesser verandert. M. W.

The problem of determining the orbit of the asteroid presents many points of interest and has led to the deri- vation of a >Short and general method of determining orbits from three observations(: which will soon be published by the University of California.

The elements were computed from the following three places :

The first of these represents the position of the middle of the trail of June 2Sth. It was derived by taking the mean of the coordinates of the termini and of the corresponding times. The places for June 3oth and July 2nd were derived

l) Visually the star g is brighter than this, about I I ~ . z, I take this opportunity to state my indebtedness to Prof. Max Wolf, who, by kindly sending me copies of a number of his earlier

photographs, has greatly helped my variable star work.

by combining the coordinates of the middle of the trail with the coordinates of the point-image observed on the same date, the latter coordinates being given twice the weight of the former.