425 5544 426

Kudriawfzf beobachtctc auch die Kontakte der Mondschcibc mit einem nahe am nord-westlichen Kande der Some befindlichcn doppelten Flcckc (ganz sichcrc Heobachtungen) :

I . Kontakt 6h38m45:4 : ginzliches Vcrschwinden 6h39m22?4 burgerliche Zeit Simeis. hlit dcr Sonnenkamcra dcs Malt7offschcn Astrographcn sind von Neujrnin acht gut gelungene Aufnahrnen Jcr

Simei's, 1927 Septcmber. ~ - G. :l.lzujmin. Pinstcrniq crhalten wordcn.

Ober die Helligkeitsschwankungen der einzelnen Maxima und Minima bei den Mirasternen. Von Roy MUer.

Im 2. Kapitel des jctzt erscheinendcn Hmdbuchcs der Astrophysik, Bd. VI, wcist Ludendorf auf das Fehlen ciner einheitlichen Bcarbcitung der -4ndcrungen der Maximal- und Minimalhelligkeitcn der Mirasternc hin.

Es aird im allgcmeinen jedcm nearbeiter yon Mira- sternen aufgcfallen scin, daB bei diescn Sternen dic Maximal- helligkeit groncrcn Schwankungen unterworfm ist als dic -Minimalhclligkeit, und doch zcigt die folgcndc ITntersuchung, daB dies nur furStcrnc ciner bestimnitcnlichtkurvcnform zutrifft.

Das Naterial fur die Yorliegende Untersuchung ist grootenteils dem Werk von L. Campbell: Maxima and Minima of 2 7 2 long period variable stars during the ycars 1900-1gzo entnornmen.') Fiir alle Sternc, fur die rnindcstcns je acht Helligkeitsangaben irn -Maximum vorlagcn, wurdc die mittlere Hclligkcit gebildet und dann damit dcr mittlere Fehler der Helligkeit irn Maximum abgclcitct. In glcicher Weise wurden dic mittleren Fehlcr der Hclligkeiten im Mini- mum berechnet. (104 Sternc). F u r einigc oft beobachtetc Sterne, die bei Campbell nicht vorkommen, odcr fur die nur wcnige Daten vcrzcichnet warm, wurden aus hicr vorliegenden Lichtkurven die mittlcrcn Fehler der Helligkeitcn bestininit. (36 Sterne.) SchlieBlich wurden noch nus den Ikobachtungen dcr British Astronomical Association : I ~ O O - I ~ ~ O ) ~ > fiir 2 8

Sterne dic niittlereti k'chler bestimmt und rnit dcn Wertcn von Campbelf gcmittclt. Die Stcrnc wurden nun nach der Form ihrcr Lichtkurve geordnet, wobci dic LudeiidorJschc Klassifikation der Kurvenform zugrundc gelegt wurdc.3) Dime Klassifikation umfaBt 3 Haupttypcn mit T O Untcr- abtcilungen : r( : Anstieg dcr K u r w merklich stciler als Abstieg; Minimum

von vercinzcltcn Ausnahmcfiillen abgcsehen, stets breiter als Maximum. 4 Unterabtcilungen.

,8: Anstieg nur noch ganz nenig oder uberhaupt nicht mehr steilcr als Abstieg ; 1,ichtkurvc ini wescntlichen syrn- metrisch. 4 Unterahtcilungen.

1,: 1.ic:htkurven rnit Stufc oder Buckcl im aufstcigenden Ast odcr rnit Doppclmaximum. 2 Unterabteilungen.

Dic Klassifizierung wurde den Tabellen fur die Lichtkurven dcr Mirasternc im ziticrten Handbudh entnornmen. Es sind dabei allc Stcrne fortgelasscn, die vrranderliche odcr rnit npcccc bczeichnete I .ichtl:urven habcn, oder dcren Lichtkurven Zwischvnformen ( z . l3. n-B) angehijrcn. Die Resultntc sind aus dcn folgendcn Tabellcn ersichtlich. ZU dcn Tabellen ist folgcndes zu bcmcrken :

k'ur alle Kurvcntypen sind zunichst einrnal alle sicher klassifizicrten Sterne ( j 3 n-Typcn, 51 B-Typen und 9 y-Typen) zu Mittelwerten vcreinigt. , Da cs die statistischen Unter- suchungen Luu'endorfs aber geboten erscheinen lassen, die Sterne nach dcm Spektraltyp gcsondert zu behandeln, sind die Resultate fur Verinderliche rnit Mc-Spektrum besonders zusanimcngefaBt. Die grijBte Zahl der untersuchtcn Stcrne hat 3LIe~Spektrum. Dic Anordnung der Tabcllcn ist folgende:

I . Kolumne: liur\:enform. 2 . und 3 . Kolumne: Mittel- wert der mittlcbrcn Fehlcr der Helligkeiten iin Maximum und im Alinirnum in Grdllcnklassen. I n Klainrnern Anzahl der Sternc. Der mittlcrc. Fehlcr des Resultats steht dahinter, 4. Kolurnne: Mittclwert dcr Differenz i/ zwischen der gronten und der klcinstcn im Maximum bcobachtctcn Helligkeit. 5. Kolurnnc : Die entsprcchende T.)ifferenz d fur das Minimum. 6. Kolumnc: Mittel dcr Periodcii in Tagen. (Nach den ' ra- bcllcn im Handbuch dcr ilstrophysik nd. \,'I.:; 7. Kolumne: llittel der Hclligkeitsamplit.uden A in GrnBcnklassen. (Sach den Tabellcn im H;indl)uche tier Astropliysik 13d. VI.) 8. KO- lurnnc : Ueinerkungcn uber die Spcktra der Stcrnc.

l ' abe l l e I .

Lichr- ' hlirrl. Fehlcr A , Hcmcrkungen P , :1 . ..~.

klinimum 1 >faximum XIinimum , ~. . . - . . k w v e Maximum __

t r l . O m j j (9; *om09 om28 (6) homo4' 1m7 (9) 36zd (9) 5m3 (9) I nur klc-Sternc u2 0 . 4 6 ~ r o ~ + o . o 4 0 . 2 8 (6)+0.04 1.4(10) 0.8 (6) , 327 (10) 6.1 (10) nur Mc-Sterne

0.54 119j 10.02 0.30 f ' \ ;o.o5 1.8 (19; 0.9 (9) I 314 (19) 6.6 ;,19) 17 Me-, 2 Se-Stcrnc 1.7 (,I::; 0.9 (7) ~ 307 (17) 6.4(17, nur Me-Sterne

( I , , , 0.48 ('15:; i.0.04 0.30 ( 1 1 ) i 0 .03 1.6 (15) 0.9 (11) I 329 (15) 6.0 (1.5: 12 Me-, 3 Se-Stcrne 1.6 ( 1 2 ) 1.0 (8; ' 322 (12,; 6.5 < I ? ) nur Me-Sternc

8, ' 0.31 ! : IS) f0 .01 ' 0.34 ( 1 2 ) + o . o ~ 1.0 (15) bl 0.31 !14) 0.32 ( I I; 1.0 (141 0.0 (11) 331 (14,: 5 . 7 (14) nur Me-Sterne b2 0.34 (18; .i:o.c2 0.35 (18) *0.03 1 . 2 ( x t c \ 1.1 (18) I 278 (18;. 5.1 !,,IS) 13 ~ e - , 4 S-, I XIa-Stcrn B* 0.35 (13; 0.34 (13) 1 .2 (13) 1 . 1 (13) 2j3 (13: 5 . 7 (13; nur Me-Sternc p3 0 . 2 : (18; -10.03 0.35 (16) i r 0 . 0 2 1.0 (18: 1 . 1 (16) 250 (18; 4 .5 l18) X I M e - , 7 Stcrne vom Typ Se, R, Ma und J Ic /I3 0 . 2 7 ( 1 1 ) ~ 0.3j (9) 1.0 (11) . 1.1 (9': 181 (11' 3 . 0 ( I I > nur JIc-Stcrne y , 0.34 (9)&0.14 ~ 0 .28 (9) i0 .08 I 1.1 (9) , 1.0 (9) 367 (9'; 6.0 (9) nur Me-Sterne

om8 (6)

. \

. 0. j 4 ( , I 7; 0.30 ;9( ,7,1 - , \

* \ 0.47 ; \ I 2,; 0 . 3 1 (8) 1.0 ( r z j , 3\30 ( I j/ 5.6 ;,I j ) 14 Me-, I 5-Stern

-. . ..

Hnrv. .Ann. Vol.. 79, I'nrt 2 . ?; Mem. R r i t . hstr . Ass. Appendix 10 Vol. I j . 18, 22 a. ~ j . ': IIandburh dcr Astrophysik 6.99; AN 228.369.

42 7 5544 428

Die grGI3ten Hclligkeitsschwankungen im >.laximum zeigen nach Tabelle I die Sterne rnit a,-Lichtkurven. Dcr relativ g o n e mittlcre Fchler dcs Kesultats dcutet auf das ungleichartige Vcrhalten der einzelncn n,-Stcrne in bezug auf die Hclligkeitsschwankungen im Maximum hin. Bcsonders erwiihnt sei hicr noch der a,-Stern ZTaur i (Spektruni un-

bckannt), dcr in die Untersuchung nicht rnit cingcschlossen ist. Der mittlere Fehler der Masimalhelligkcit betriigt fur dicsen Stern etwa i I ~ O O , ,4=3m3. Die griiBten Hcllig- keitsschwankungcn irn Maximum hat RW 1.yrae (w,), mitt- lerer Fehler der Masirnalhclligkcit = + I ~ I , .f = 3 ? 3 .

Zusamincnfassend crgibt sich folgendcs Hild ITabellc 2).

I '

'4 nernerkungcn .-

P h I Licht- Mittlerer Fehler kurve i Maximurri I Minimum Maximum, hlinimum

. . ._ .- .~ ~~~ .~ __

Die a-Kurven wcisen im Maximum fast doppelt so groBe mittlcrc Fehlcr dcr Hellifikcitsschwankungen wir im Minimum auf, wghrcnd die Stcrne rnit 8-Kurven im Maxinium

halten; die kleinstcn und grijnten mittlcren Fchlcr der Hcllig- keit dieser Sterne betragen in ) Jlnsimuni i o"'r8 rcsp. f om59, der grone mittlcre Fchlcr cies Rcsultates ( k o?'r4) wcist auf

194727 =SV V u l p e c u l a e . Nach B. Gerasimozif (Harv. Bull. 846) ist SV Vul-

peculac ein typischer d Cephei-Stern rnit der Periode 45d146. Lnter dicser Voraussetzung habc ich einc neuc Keduktion meiner in den Jahren r y z 1-27 angestelltcn Beobachtungen des Sterns unternommcn. Dic Reobachtungcn selbst sind fruher ron 1. A. Kyistensen und mir bcrechnct und vcr- offentlicht wordcn (AN 5 2 1 4 , 5 2 7 2 , 5450, 5487, auch Sordisk Astronomisk 'l'idsskrift 1026 und 1927); im folgendcn wird dic neue Reduktion mitgetcilt.

Die Beobachtungcn, im ganzen 250 , sind rnit einem ;5 mm-Merz-Refraktor angestcllt, doch wurde bci den Rc- obachtunpcn, dic in dcn Monatcn April -0ktober 1926 an- gestellt sind, der Kometensuchcr der Kopenhagener Stern- warte verwendct : diese lctztgenannten ncobachtungcn sind jcdoch in jcdcr Bezichung mit dcn ubrigcn zu verglcichen und sind deshalb nicht fur sich bchandelt worden. Wcg- gclassen sind dagegen die Beobachtungen aus 1921, wcil sie aus meincr Anfangerzcit stammm. Dic Heohachtungs- methode ist die Argelandcrsche Stufenschatzungsmcthode; allmahlich habe ich aber dic ganz ausgczcichnete Modifikation verwendct, die ?Vqlond in der Utrechtcr Puhl. VII I ein- gehend erwihnt.

Als Vergleichstcrne sind die folgcnden Sterne ange- a a n d t wordcn:

nez. BD Sycktr.,H.I).) Cr. Y +27'3523 GO 7?06 H A 5 4 a + 2 7 3517 A0 7.34 0 b +26 3684 Kz 7.82 H A 74 c +26 3688 Kz 8.16 ))

In der Maximumsphase wird der Vcranderlichc heller als der Vergleichstern Y.

Im I-aufe der Beobachtungszeit ist der Stufcnwert groI3er geworden, besonders in den Jahren 192.3-24 ist die

h d e r u n g vor sich gegangcn. Doch ist die Genauigkeit der Beobachtungen dadurch nicht kleiner gcwordcn, weil ich allmihlich zu einer haufigeren Vcrwendung halbcr Stufen ubergegangcn bin.

Das folgende Schema zcigt die Veranderung dcs Stufenwertcs :

r - a 0 - 6 6 - c I. 1921-23 3?6(20 Beob.) 3?8(37) 3?0(11)

11. 1924-2; 2 .7 (34) 3.0 (37) 2 . 4 (18) Wcgen dcr Andcrung dcs Stufenwertes \&den zwei

Stufenskalcn aufgcstellt, und die Rezichung dicser zu dcr der photomctrischcn GroBcn geht aus dem Folgenden hervor:

Bez., Stl HI I3 - R StIl HII B - R i(HlfH11) B -R c 0.0 8mr4 +om02 ,o.o 8m14 ,+om02 8m14 +o'Poz b 3.0 7.82 0.00 2.4 I 7.81 + O . O I 7.82 . o;oo a 6.8 7.41 - 0 . 0 7 i5.4 7.39 -0.05 7.40 -0.06 Y , 10.4 7 .02 +0.04 8.1 7 . 0 1 +o.o5 7 . 0 2 +0.04

Mit Hilfe der Beobachtungcn ist dann die folgende

N i ~ 8 m I 4-0" 108. Sti -8m I 4- om I 39 *Stir

mittlere l..ichtkurvc berechnet

[Phase = (1. D. - ~422900)-45d146-']: Phase GroBe N . - K . Phase GrijBe .U.-K. oP038 7m36( 8 neob.) om00 , oP548 7m54(1r neob.) omoo 0 . 0 7 5 7.47 ( 9 v ) + o . o j 1 0.588 7.06 ( 1 1 )) '. 0.00.

0 . 1 1 7 7.46( 9 )) ) - 0 . 0 2 0.027 6 .92( 9 o j 0.00

0.178 7 .55 (10 )) ) - 0 . 0 2 o 665 6.90(11 )) ) 0.00

0.223 7.61 ( 1 1 )) ) -0.04 0.699 6.88( 9 o ) -0.01 0 . 2 7 7 7 . 7 1 ( 8 P ) -0 .02 0.736 6.91 (11 )) ) 0.00

0.324 7.83 ( 9 b ) +0.03 0.777 6.97 (13 I) j 0.00

0.373 7.87 ( 7 ) 0.00 0.830 7 .02 ( 1 1 )) ) -0.03 0.431 7.92 ( 9 o ) 0.00 0.875 7 . 1 5 (13 n ) i 0 . 0 3 0.471 7.87 ( 1 1 9 ) 0.00 0.922 7 . 2 0 ( 1 1 )) ) 0.00

o.gr5 7 . 7 5 ( I 2 0 ) 0.00 0.968 7 . 2 7 ( 9 ) f0.01