ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 221. Nr. 5301. 21.

~~

Kolorimetrische 'Beobachtungen von T Vulpeculae. Von 7. Nopmann. I. Durch die Beobachtungen Albrechts l) - Verschiebung

des Lntensitatsmaximums im Spektrum - Schwarsschilds 2, u. a. - die photographische Amplitude des Lichtwechsels ist grofler als die optische - und Shaplcys 3, - -Veranderlichkeit des Spektraltypus - ist bekannt, daO die effektive Oberflachen- temperatur der d Cephei - Sterne fast oder ganz zusammen- fallend mit dem Lichtwechsel sicb hdert . Im Intensitiits- maximum ist sie haher als im Minimum, der Stern im Maximum am weiuesten. Um wieviel sich aber die effektive Temperatur - bezw. die GrtiUe cz/T der Planckschen Strahlungsgleichung - Pndert, ist meines Wissens bisher nur bei S Sagittae durch G j h d ~ g ' ) spektralphotometrisch untersucht worden. Er findet ( ca /T)~ i , , . - ( c z / T ) ~ ~ . = +0.8 I und naherungsweise als effektive Temperatur im Maximum 5700°, in1 Minimum 4300". Aus den photographisch-photovisuellen Farbenindizes und ihren Anderungen lassen sich diese Groflen wohl auch ableiten, wenn beide zugehtirige Beobachtungsreihen gleich- zeitig und im gleichen System erfolgen (Polarsequenz) 6, ; dagegen gibt der Vergleich visueller und photographischer Beobachtungen nur recht unsichere Werte von cz/T und ihren hderungen, teils wegen der Unsicherheiten der Reduktion auf bestimmte photometrische Systeme (s. unten), teils weil sich der Lichtwechsel der d Cephei-Sterne tatsichlich mitunter zu tindern scheint, die Kombination oft jahrelang anseinander- liegender Beobachtungen dann also nicht recht statthalt ist (s. einen spttteren Artikel uber 7 Aquilae). Hier gibt nun das Wilsingsche ') Kolorimeter ein bequemes und recht genaues Mittel, denverlauf der kolorimetrischen Intensitat und effektiven

T a b e l l e I. AA Am VA

Sternzeit Jul. Per. Nr' '9'3 Bonn 2423. . .

Temperatur gleichzeitig zu bestimmen. Ich habe deshalb die 7 hellsten d Cephei-Sterne ') - d Cephei, 7 Aquilae, S Sagittae, T Vulpeculae, SU Cassiopeiae, RTAurigae und CGeminorum -, die im kolorimetrischen Bereich des 6 -2ollers der Bonner Sternwarte liegen, entsprechend beobachtet (ca. 50 Messungs- stitze pro Stern). Uber die zuerst abgeschlossene Reihe von T Vulpeculae wird nachstehend berichtet.

2. Uber das Instrument und seine Konstanten ist das notige bereits friiher 8, angegeben worden. Als Vergleichstern mufite ich 31 Vulpeculae wahlen, der zwar heller als der Verhderliche im Maximum ist, ihm aber yon allen Sternen des Hmtssprungschen cz/T- Kataloges ') am nachsten steht und auch nahe das gleiche Spektrum hat. Wenn irgend moglich, bestand jeder Beobachtungssatz aus je 4 Einstellungen mit beiden Keilen auf 31 Vulpeculae, dann 4 auf T, wieder 4 auf T, endlich 4 auf 31, also 16 Ablesungen mit jedem Keil. Jeder Satz beanspruchte ca. 10-15 Minuten. Die Spalten der Tabelle I geben die Ergebnisse in der iiblichen Art: Laufende Nr., * wenn die Beobachtung wegen Wolken oder aus anderen Grunden unvollstandig das Gewicht '12 bekam, Datum und Sternzeit Bonn, heliozentrische mittlere Greenwicher Zeit in julianischer Zihlweise, @ die Phase, d. h. die Zeit vor oder nach dem nachsten Maximum in Tagen, wobei der entsprechen- den Ephemeride die Angaben in V.J.S. 1922 zugrunde ge- legt wurden. Die nlchste Spalte gibt die beobachteten AA, im Sinne var. - 3 I Vulpeculae, d. h. die Unterschiede in der Schrnuudcrschen lo) Temperaturfunktion, die nachste schlienlich die kolorimetrischen Grofienunterschiede Am beider Sterne.

vm

I Juli 3 1 8 ~ 2 1 ~ 6 0 4 ~ 4 6 8 +od877 +oA35 +1m10 o!oo +om19 2 4 17 1 1 605.416 +1.825 +0.61 +1.23 + 8 + 2 5

3 5 16 2 2 606.380 t 2 . 7 8 9 t 1 . 5 0 +1.81 (+ 3 8 ) ( + 34) 4* 6 1 7 2 607.405 -0.621 +0.07 +1.38 ( - 7 1 ) ( + 2 7 ) 5 7 16 5 1 608.394 +0.368 +0.26 +1.17 + 4 + 32 6* 8 18 42 609.469 +1.443 i-0.35 + I . Z O (- 1 2 ) ( + 2 1 )

7 9 16 33 610.377 +2.351 + I . O O +1.38 + 14 + 13 - 6 7 ) ( + 14) 8* 10 16 43 611.380 +3.354 +0.48 +1.50

9" I I 16 44 612.379 -0.082 -0.56 +0.82 I 0 1 2 16 46 613.378 +0.917 +o.16 +0.83 I 1 2 1 17 31 622.385 -I-1.052 +0.47 -I-1.00

1 2 * 2 7 18 49 628.422 +2.654 +1.28 +1.87 13* Aug. I 2 1 30 633.520 +3.316 +0.38 +1.30 14 4 18 56 636.405 t 1 . 7 6 6 -0.16 +1.06 ' 5 5 18 44 637.394 +2 .755 +0.58 +1.52 16 7 18 2 5 639.376 +0.301 -0.23 +0.80 1 7 Sept. 8 2 1 33 671.418 +1.295 -1-0.27 +0.83 18 9 2 0 5 5 672.389 +2.266 +0.26 +1.34 19 I I 19 46 674.336 -0.223 t o . 2 6 +0.80

- 6 b j ( + l j

+ 24)(+ 46)

18 - 8 + . 7 + 7

- 81)(- 9) 73 . 0

53 + 7 3' - 4

I - '3 54 + '3

+ 2 - 4

-

- - - - -

3. Die Beobachtungen wurden nun nach der Phase geordnet und gruppenweise gemittelt, wodurch sich die Tabelle I1 ergab. (Zahl der Beob., Gewicht, hlittel von 'D, AA, Am).

T a b e l l e 11. ?J I) (9 (*A) (Am) 5 4'12 -0d56 +0?78 +1?08 6 5 - 0 . 2 2 +0.22 +0.83 5 4'12 +o.o5 -0.04 +0.82

5 5 +0.77 +0.39 +0.88 5 4ll2 +1.12 +0.28 +0.92 5 5 +2.04 +0.65 + I . I ~

6 4ll2 +2.88 +1.18 +1.48

5 4'12 +0.44 +0.44 +0.86

5 4 +3.34 +1.16 +I.39 Ihre Zahlen dienten zusammen mit den

durch ubergreifende Triadenmittel abgeschliffenen Einselwerten zum Zeichnen der m i t t 1 e re n Tem- peratur (AA) und Lichtkurve (Am), die beide in der Figurp.343 reproduziert sind. Die zwei letzten Spalten der Tabelle I geben die Differenzen der

') Lick Obs. Bull. I 18. ') 2. B. Mt. Wilson Contr. 128.

kleiner Amplitude.

') Veroff. der Kuffnerschen Sternwarte Bd. V. Mt. Wilson Contr. 124. ') Medd. Lunds Observ. (2) Nr. 24. ') Abgesehen von den photoelektrisch gefundenen mit sehr ') Publ. d. Asv. Obr. Potsdam Nr. 76.

') AN 221.33. 3 Annalen v. d. Sterrewacht te Leiden XIV.1. lo) AN 219.221. 22

339 5301 340

AA Am 7JA "m Sternzeit Jul. Per.

Nr' 1923 Bonn 2423,. . 2 0 Sept. I I 23h 5m674.474 -0do85 -0A33 +om69 -0A37 -om12 2 1 1 2 ' 2 0 I 675.344 +0.785 +0.05 +0.62 - 33 - 2 8 2 2 13 19 5 7 676.338 +1.779 +0.40 +0.82 - 1 7 - 2 5 23 24 2 1 2 2 687.408 -0.457 +0.58 +0.89 - 2 - I 1

2 5 30 2 1 2 693.336 +1.035 +0.18 +0.89 - I 2 -

2s 26 2 2 6 719.308 +0.394 +0.22.+0.82 - 4 - 3 29 26 o 6 719.391 +0.477 '0.37 +0.66 - 5 - 2 0

3' 2 9 23 20 722.351 +3.437 +I.42 f l . 2 4 + 31 -- 1

34 I 0 2 1 39 734.247 + 2 . 0 2 7 s I . 4 4 f1.07 4- 79 - 5 35 1 1 2 2 9 735.265 +3.045 +1.32 +1.31 + 9 - I 5

31 13 2 1 5 737.215 '0.559 +0.57 +0.82 4- I 5 - 5

40 1 7 2 2 24 741.259 +o.168 +0.31 +0.79 + 34 - 4 41 2 0 2 0 43 744.180 +3.089 +1.32 f1.23 + 8 - 2 2

24 25 zq 1 7 688.360 4-0.495 +0.62 +0.89 + 2 0 + 2

26* Okt. 15 2 2 5 5 708.372 +2.165 +1.45 +1.52 (+ 2 7 2 2 23 31 715.378 +0.900 +0.63 + I . O I + 29 + 10

34) (+ 64)

30 29 2 0 45 722.243 '3.329 +1.34 f I . 5 5 17 17

32 30 2 0 39 723.236 -0.113 +0.34 +0.99 -t- 26 + 18 33" Nov. 4 2 0 36 7 2 8 . 2 2 0 +0.435 +0.99 +O.JO (+ 63) ( - 16)

36 1 2 2 1 56 736.253 -0.403 +0.56 '0.95 + 6 + I

38 16 0 4 740.331 -0.760 +1.26 +K.I2 4- 31 - 8 39 16 o 42 740.399 -0.692 +1.05 +1.19 + 13 + 4

4 2 2 0 o 49 744.351 +3.260 +1.29 +1.36 + 7 - 6 43* 2 1 2 2 26 745.249 -0 .278 +0.45 +0.83 (+ 13) (- 4: 44 2 1 2 2 37 745.256 -0.271 +0.25 '0.94 - 6 + 8

45 46 2 1 I 30 145.376 - - 0 . 1 5 1 +0.17 '0.76 4- 7 - 6 41* 2 1 I 46 745.387 -0.140 +0.31 +0.87 (+ 2 2 ) (+ 5

21 23 2 745.274 -0.253 +0.06 +0.81 - 24 - 4

48 2 2 2 2 43 746.258 +0.731 +0.37 + a 8 7 - 3 - 2

Beobachtungen gegen die Kurven, VA und v,. Uber die Intensitatskurve ist zunachst hesonderes nicht zu sagen. Ent- sprechend ihrer Sicherheit gibt sie den bekannten Verlauf einer d Cephei-Lichtkurve wieder. Bei der Temperaturkurve mochte ich zwei Moglichkeiten offen lassen: a) Ein engerer AnschluA an die Beobachtungen gibt bei U) = +od5 ein sekundares Minimum, bei (D = i d 2 5 ein zweites Maximum; gerade in diesen Phasen stimmen die Beobachtungen in sich besonders gut. b) Ein glatter Verlauf der Temperatur vom Maximum Zuni Minimum entsprechend der Intensitatskurve. Die Verhaltnisse unter a) finden sich fast genau so bei q Aquilae wieder, wie splter dargelegt werden soll.

Als innere Genauigkeit der Messungen ergeben sich aus den einzelnen Einstellungen jedes Beobachtungssatzes die mittleren Fehler & 042 16 und f om1 I 2. -4ndererseits folgt aus der letzten Spalte der Tab. I m. F. einer Beob. f om I 38, wie zu erwarten, ein wenig groner als die innere Genauig- keit. I) Die Sicherheit der Temperaturmessung kennzeichnen folgende m. F. einer Beob.:

helle schwache @ = odoo Phasen bis +Z?OO

Kurve allgemein Phasen

a foA29 foA26 foA21 b fo .31 fo.29

Es bleibt danach meines Erachtens weiter unentschieden,

ob Lasung a) oder b) die richtigere ist. Analog den spater zu erarternden Verhaltnissen bei q Aquilae halte ich es auch fur m6glich1 da8 a) z. Zt. richtig ist, aber splter nicht besttitigt wird, da die Verhaltnisse auf dem Stern sich geandert haben konnen. Ich gIaube ferner nicht, daa obige Werte, die etwa das x1/4 bis r'/,-fache des inneren Fehlers sind, sich n u r daraus erklaren, da8 ja der i n n e r e mittl. Fehler stets zu gunstig miat. Vielmehr scheint sich hierin auch wieder zu spiegeln, daR die Vorgange auf den d Cephei- Sternen von Periode zu Periode verschieden ab- laufen, die gegebenen Kurven also den derzeitigen m i t t 1 e r e n Verlauf der Verlnderlichkeit dar- stellen. z,

In den schwlcheren Phasen (QJ = 2d4 bis 3d5) sind die Temperaturmessungen weniger sicher und im Beobachtungsbuch zum Teil als sehr schwierig bezeichnet worden ; der Stern ist dann 6911 bis 6m3 und damit an der Grenze kolorimetrischer Messung an einem 6-Zoller.

4. Aus der Temperatur- und Lichtkurve ergibt sich zunachst, daA beide Anderungen sehr nahe parallel verlaufen, was a prion nicht unbe- dingt zu erwarten war. Aus der in entsprechendem Maastab gezeichneten Lichtkurve wurde mittels der Pogsonschen Halbierenden als Ephemeriden- korrektion gefunden : B - R = - odo7 fur die Epoche 3 I I 7 . Die vier verschiedenen GuihnicR- schen Elemente 3, lassen dann folgende B -R ubrig: - 0 d 1 1 , -0do8, -0do9, -0do5. Vor-

laufig stellen sie -also die Beobachtungen noch recht gut dar. - Fur das Temperaturmaximum erhalte ich ganz analog B-R = +od06, es liegt also ca. odr3 s p a t e r als das tntensitiitsmaximum. Das entsprechende gilt von den Minima bei 2d9 bezw. 3d1. Ahnliches zeigt sich auch in anderen Teilen beider Kurven, z. B. liegen die Mittelwerte von -0d56 und -0d22 (Tab. 11) bei der Intensitatskurve dem Maximum naher als bei der Temperaturkurve.

Entsprechend den obigen Angaben haben die Gruppen- mittel in Tabelle I1 rund fomo65 m. F. Das Lichtminimum liegt i d 5 2 vor dem Maximum in Ubereinstimmung mit den sicheren sonstigen Beobachtungsreihen. 3, Die Amplitude der kolorimetrischen GroAen ist om66 f om09 m. F. L)a wir fur die Kolorimetrie vorab die P. D.-GroBen fur die Anhaltsterne nehmen k6nnen14) 3 I Vulpeculae danach 4m80, so schwaokt T Vulpeculae kolorimetrisch zwischen 5m6 I und 6m2 7 . Ganz analog finden wir fur die Schwankung der Temperaturfunktion 1A28 f oA2o m. F. Genau wie bei meiner friiheren Arbeit 5, finde ich aus den verschiedenen Her.f..s$rungschen Katalogen folgende c2/T-Einzelwerte fur 3 I Vulpeculae nebst ihren Gewichten (Tabelle III), im Mittel 3. I 0 f 0. I 0 m. F.

T a b e l l e 111. 3.05 7 H a 2.60 7 oc 3.00 30 3.14 1 2 He 3.02 43

') Uber die Zusammensetzung dieses Fehlers aus dem der reinen Helligkeits- und dem der Temperaturmessung s. AN 221.41. ') Vergl. hierzu aus der neueren Literatur: C m f , AN 217.310. Grtirnick, A. N. Jubilaumsnumrner. Gmf und Baode, Mitteilungen

IIarnburgBergedorf V Nr. 14, ferner noch Plummer, MN 75 u. f. ") Cesch. d Lichtwechsels 11. ') Publ. d. Astroph. Obs. Potsdam. Nr. 76. ') AN 221.40.

341 5301 342

Darnachwiirdec~/TvonTVulpeculae zwischen3.06fo.17 und 4.34fo.17 m. F. schwanken; die e f f ek t iven Temperaturen der Extreme wiirden damit 4670" und 3290".

5 . Der Vergleich vorstehendet Ergebnisse mit anderen Beobachtungsreihen stofit auf verschiedene Schwierigkeiten, nicht so sehr physikalischer Natur (ini weiteren Sinne) als wegen der Unsicherheit gewisser photometrischer Datm. Die Amplituden der visuellen Beobachtungen des Sterns mtissen nach den Entwicklungen Wilsings l) nahe mft den kolori- metrischen identisch sein. Das ist auch bei den vier p h o t o m e t r i s c h e n Reihen tatsachlich der Fall, wie die nachstehenden Zahlen zeigen ; alles wurde vorher auf das System der P. D. redoziert, bezw. war schon in ihm bearbeitet worden.

T a b e l l e IV;

Pickering 1897 5m50 6?1o om60 59 I

Tass u.Terkdn 1901 5.45 6.26 0.81 ~ 9 ~ ) 2

Terkdn 1904 5.45 6.25 0.80 17 4 Mittrl 5 .50 6 . 2 2 0.72

Die Mittelwerte sind entsprechend der Zahl der Beob- achtungen n gebildet.

B e m e r k u n g e n : r=HA46 , 2 = ANI79.354,3=KI. Veroff. OGyalla 3, 4 = AN 168.34.

Unsicher dagegen ist die Reduktion der verschiedenen, zum Teil sehr ausgedehnten Reihen voa Stufenschatzungen. Bei der geringen Amplitude kamen meist nur dieselben 3 bis 5 Vergleichsterne in Frage, wobei beztiglich der Amplitude naturlich die Groflenangaben des hellsten und schwachsten ausschlaggebend sind. Ich stelle hier die Angaben der P. D. und von HA 50 zusammen.

Beobachter Jahr Max. Min. Amplit. n Bem.

Tass 1903 5.59 6.41 0.88 2 1 3

T a b e l l e V. B D P D HA 50 PDH Diff.

27'3911 ' 5m12 RG 5?24 K5 59'22 +om02

31 4181 5.74 WG- 5.77 Ko+A 5.48 + 29 25 4302 5.84 IV 5-52 B9 5 . 5 5 - 3 29 4131 6.26 w 6.09 Ao 5.93 + 16 2 7 3909 6.88 W 6.44 B3 6-55 - I 1

SchlieDe ich an die P. D. an, so ist von vorneherein eine starkere Amplitude der Veranderlichkeit zu erwarten als bei Zugrundelegen des Harvardsystems. Zudem weisen zu- fallig die nach abnehmender Helligkeit geordneten Sterne einen Gang in der Farbe bezw. dem Spektraltypus auf (T Vulpeculae selbst ist gelb). Da auch die Farbenenipfind- lichkeit der einzelnen Stufenbeobachter nicht bekannt ist, kann alles in allem nicht entschieden werden, welchem System h i e r der Vorzug zu geben ist. Ich habe die Stufenbeobachtungen an beide graphisch angeschlossen, die Ergebnisse in Tab. VI zusammengestellt, aber weiterhin keinen Gebrauch von ihnen gemacht. a) (Die photometrischen Beobachtungen sind von diesen Einfliissen weitgehend frei.)

T a b e l l e VI. P. D.-System Harvard-System

Max. Min. Ampl. Max. Min. Ampl. Ja'r

Sawyer 1886 5F45 6m50 1?b5 5?52 69118 om66 AJ 169 Chandler 1886 5.45 6.50 1 .05 5 .45 6.27 0.82 145 Yendell 1893 5.88 6.60 0 .72 5.59 6.32 0.73 268 Luizd 1905 5.36 6.47 1.11 5.44 6.25 0.81 -4N 192.193

Die vorletzte Spalte der TabelleV zeigt die auf das Har- vard-System reduzierten P. D.-GraDen *), die letzte die dann verbleibenden Differenzen beider Kataloge. Sie solk nur zeigen, wie unsicher auch in einem an sich gunstigen Sonderfall die Reduktion auf ein bestimmtes System ausfallen kann, wovon weiter unten kurz Gebrauch gemacht wird.

6. WiI&ens5) und Herfzsprun.g-6) verdanken wir je eine photographische Beobachtungsreihe von T Vulpeculae. Zu- ngchst findet Wilkcns fast an der gleichen Stelle ein sekundares Maximum (a = do), wo meine Messungen ein solches in den Temperaturen zeigen ('D =1?25 bei Losung a) . Die aus- gedehntere Reihe von Herfzsprung zeigt dies aber nicht. Leider beruht die Wiener Arbeit insgesamt nur auf I 5 Aufnahmen, an der hier fraglichen Stelle nur drei, sodat3 man bei aller inneren Genauigkeit diese sekundire Welle mit WilRcns nicht fur verburgt halten kann. Sonst konnte man geneigt sein, zu sagen, die Zustiinde des Stems sind 1905 und 1923 die gleichen gewesen, anders uni I 9 I 2, denn bei gleichformiger Abnahme der kolorimetrischen Intensitat und sekundarer Ternperatur- welle muDte sich bei den hier in Frage kommenden Temperatwen eine sekundare Welle in den photographischen Intensitaten zeigen. I m iibrigen liegen bei q Aquilae nahe die gleichen nur vie1 klareren Verhaltnisse vor.

Fur die Extreme findet Wil&ens folgende Helligkeiten gegeniiber dem System seiner sieben Vergleichsterne: Maxi- mum - 1m91, Minimum -o?74. Sie wurden an die Schwarz- schildschen alteren Plejadenhelligkeiten 7, nach Nullpunkt und Skala angeschlossen. Es ist dann Maximum 6m30, Minimum 7m47. Im System der Gottinger Aktinometrie sind die Plejaden- helligkeiten nach Nullpunkt und Skala merklich von den Wiener Beobachtungen verschieden. Der Riirze halber sei unter Fortlassung von Einzelheiten nur gesagt, daD i n d i e sem Fa l l e nieines Erachtens die Skalenunterschiede unbedenklich sind; nur der konstante Unterschied beider Systeme, Wien- Gottingen

Im System der Gottinger Aktinonietrie ist also die Amplitude 1m17 fomxo, das Maximum 6mo4fom15, das Minimum 7?2 I f o m ~ 5 , wobei die beigeschriebenen Unsicherheiten ab- geschatzte Minimalwerte entsprechend der geringen Plattenzahl und der zweifachen Nullpunktsiibertragung sind (s. SchluR des Abschnitts 5 ) . DieFarbenindizes (Gott. - P.D.) dessternswerden hieraus und aus obigen visuell -photometrischen Messungen Max.o?~4fomr5,Min.o?~~fomr5,fernerdie c2/Tmittelsder Formel von Herfzsprung8) Max.3.00fo.22, Min. 3 .76 f0 .22 .

Herfzsprungs ausgedehnte Beobachtungen lassen sich ebenfalls nur unsicher auf eins der bekannten photographischen Systeme bringen. Er selbst gibt an, daD sein Nullpunkt fur A- Sterne nur genahert im visuellen Harvardsystem liegt.

- - +om26 fur Sterne unter 6'", brauchte angebracht zu werden.

') 1. c. 9 Vergl. zu vorstehendem auch Recherches Astronomiques Utrecht IX. ') Mittels der Tab. Publik. d. Astroph. Obs. Potsdam, Bd. 1 7 , S. 34 d. Einleitung. ') AN 172.326. 9 AN208.51.

7 Messungen weniger sicher, daher Zahl der Abendmittel.

3 Publik. d. Kuffnerschen Sternw. in Wien. Bd. V. ') 1. c. Leidener Annalen. 2 2 "'

343 5 301 344

Es ist bekannt, daO die in Pulkovo mit dem Ertelschen und Repsoldschen Vertikalkreise ausgefuhrten Deklinations- bestimmungen voneinander sehr abweichende Resultate geben. In einer Abhandlung DResultate der absoluten Deklinations- bestimmungen des Pulkovoer Katalogs I 9 I 5 , .4nn. Academiae Scientiarum fennicae, Serie A, Tom. XVIII, Nr. 6 < , habe ich einen direkten Vergleich der mit den beiden Instrumenten in demselben Saale von mir gemessenen Zenitdistanzen gegeben.

sur les DCclinaisons fondamentalesc darauf hingewiesen, dat3 diese Unterschiede durch den analptischen Ausdruck

Az = a-z+b tg e dargestellt werden konnten.

Diese Gleichung ist naturlich nicht streng, da die Unter- schiede nicht. unendlich werden konnen, aber fur die Zenit- distanzen, die bei den Sternbeobachtungen in Frage kommen, fallt das zweite Glied init dem Gliede b.r /p zusammen,

Spater hat Prof. B. Zufzessky in einer Veroffentlichung )Note

Dessen Reduktion auf die P. D. fur weiOe Sterne 6" ist +om30; auf die P. D. ubertragen sind seine Extremhelligkeiten dann 6m52 und 7?65. Die Farbenindizes also 1mo2 und 1m43, die Amplitude 1 m 1 3. Wegen der besonderen Ultraviolett- korrektur des Potsdamer Triplets miissen diese noch mit I .3 dividiert werden, l) um auf die iiblichen Farbenindizes Gbtt. -Potsd. zu kommen, sie sind also 0?7 8 f om I 5 circa und x m I o f om I 5 ca. Fur die effektiven Temperaturen erhiilt man dann (c2/T) Max. 3.37fo.22, Min. g.93fo.22.

I I,

wo Y die Refraktion in Zenitdistanz e, p die Refraktions- konstante bezeichnen.

Infolge dieser sehr interessanten Bemerkung habe ich die Unterschiede der mit den beiden Instrumenten erhaltenen Zenitdistanzen ntiher behandelt unter Voraussetzung der Gleichung: IRepso,d-mrcc, = a.zo+b. .

Die Bedingungsgleichungen sind folgende: z P V

O0- 5" ' * s a +oroo = 21'1 -00102 5 -10 7.5a + o . 1 3 b +o.og = o 2 0 . 5 -0 .05

10 - 1 5 12.5a + 0 . 2 2 b +0.16 = o 18.0 + 0 . 0 2

1 5 - 2 0 1 7 . 5 ~ +0.32 b +0.23 = o 18.4 f0 .01

2 0 - 2 5 22 .5a +0 .41 b t-0.22 = o 19.8 -0 .05

2 5 -30 27.5 a + 0 . 5 2 b +0.26 = o 9.9 - 0.08 30 -35 3 2 . 5 a +0.64 b +0.38 = o 14.6 0.00

35 -40 37.5 a +0.77 b +o.50 = o 15.6 +o.o5 40 -45 42 .5a +0 .92b +o.51 = o 14.3 t0.03

Die Ubereinstimmung der so erhaltenen Temperatur- koeffizienten der Extreme ist befriedigend (Max. Ho 3.06 f 0.1 7, Wi 3.00fo.22, He 3 . 3 7 f o . z ~ ; Min. Ho 4.34fo.17, Wi 3.76fo.22, He 3 .933~0 .22) in Anbetracht aller Reduktions- unsicherheiten. Nicht so gut harmonieren die Amplituden der q/T (No I. 28 f 0.24, Wi 0.76 f 0.3 ca., Hi 0.56 f 0.3 ca.). Dies kann naturlich von systematischen Fehlern der Beob- achtungen herruhren, aber auch von wirklichen Anderungen auf dem Stern. Sind doch die visuellen Amplituden merklich verschieden und haben sich ja iiberhaupt die Anzeichen ge- mehrt , daU der Lichtwechsel verschiedener d Cephei -Sterne Anderungen unterworfen ist.

7. Nach Sfzaphy 2, schwankt der Spektraltyp von T Vulpeculae zwischen A9 und GI. Nach Hcrfesprung s, entspricht dem in c2 /T 2.30 und 2.92. Der Vergleich mit unseren Werten zeigt, d$ - wie auch bekannt - Spektraltyp und effektive Temperatur nur in gronen Ziigen parallel laufen, daU aber starke Abweichungen vorkommen konnen und daO die d Cephei-Sterne als Ubergigantena merklich niedrigere Tempe- raturen haben, als ihrem Spektraltypus entspricht *).

Entsprechend dein Vorgehen von Wihing k6nnen wir ferner aus obigen kolorimetrischen Daten das VerhtIltnis der e f f e k t i v e n Radien des Sterns im Maximum und Minimum berechnen. Es ergibt sich zu I : 2.27, d. h. im Minimum ist der Stern rechnungsgemao rund zweimal groUer als im Maximum. Mit Sfzapfcys Parallaxe5) olo028 hat der Stern in Einheiten des Sonnenradius folgende Radien : Max. 5 3.2, Min. I ~ 2 . 0 . Ich will erst nach AbschluU der Beobachtungen der genannten 7 d Cephei-Sterne mich nlher iiber das Problem HuUern. Jctzt sei nur darauf hingewiesen, daO auch Hertzsprung fur S Sagittae zu tIhiilichen Verhtiltnissen der e f f e k t i v e n Radien kommtI6) und dat3 ebenso die b e o b a c h t e t e Tem- peraturschwankung (ebenso die von 6 Cephei, q Aquilae und S Sagittae nach den vorltiufigen Reduktionen) nicht mit der Eddingfonschen Pulsationstheorie in ihrer gegenwlrtigen Form 7,

in Einklang ist. Bonn, Sternwarte, 1923 Dez. 13. J. Hopma?m.

'1 AN 200.23. ') Mt.Wilson Contr. Nr. 153. ') AN205281. 3 MN79.

Mt. Wilson Contr.Nr. 124. 9 1. c. Leidener Annalen. ') Vergl. Boftiinger, Veroff. Berlin-Babelsb. Bd. 3, Heft 4, pg. 40.