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Fixsterne (photographische Spektraluntersuchungen).

nen und dem Nebel deuten; letzterer ist wahrscheinlich nicht so weit entfernt, als man gewöhnlich meint, liegt vielmehr innerhalb unsers Fixsternsystems, wofür auch Untersuchungen von Huggins sprechen. In den Spektren der Klasse Ib sind die Wasserstoff- und die andern Linien von nahezu gleicher Breite und im Vergleich zu diesen ungemein scharf begrenzt. Scheiner schließt daraus auf verhältnismäßig schwache und stark abgekühlte Atmosphären der betreffenden Sterne. Außerdem sind die Sterne der Klasse Ib noch interessant durch das Auftreten zahlreicher Linien, die sich der völlig abweichenden Intensitätsverhältnisse wegen nur unsicher mit Linien des Sonnenspektrums identifizieren lassen. Am linienreichsten ist das Spektrum von α im Schwan (Deneb), in welchem Scheiner 29 Eisenlinien fand; während aber einige der stärksten Eisenlinien des Sonnenspektrums fehlen, entspricht eine Anzahl kräftiger Eisenlinien des Denebspektrums nur schwachen Sonnenlinien. Der Eisendampf in der Deneb-Atmosphäre muß sich also in einem von den Verhältnissen auf der Sonne ganz abweichenden Temperaturzustand befinden. Viele Sterne des Typus Ia zeigen die eigentümliche Erscheinung, daß die Wasserstofflinien in der Mitte heller sind, wodurch ein Übergang zur Klasse Ic gebildet wird, in welchem die Wasserstofflinien und die Linie D_{3} hell auftreten. Scheiner glaubt dies am besten durch die Annahme erklären zu können, daß die betreffenden Sterne von ausgedehnten Atmosphären von Wasserstoff und dem zu D_{3} gehörigen Stoffe umgeben sind; der Teil der Atmosphäre, welcher, von uns gesehen, außerhalb der Sternscheibe liegt, gibt dann ein Emissionsspektrum mit hellen Linien, der mittlere Teil aber gibt ein Absorptionsspektrum mit dunkeln Linien. Da uns nun der Stern als Punkt erscheint, so decken sich die Spektren, und die dunkeln Linien werden in der Mitte aufgehellt oder bei genügender Ausdehnung der Atmosphäre überstrahlt.

In mehreren Fällen schon hat die mit dem Spektroskop erkannte Bewegung in Richtung des Visionsradius zur Entdeckung von Doppelsternen geführt, deren Komponenten direkt nicht wahrnehmbar sind. So fand Pickering in Cambridge (Vereinigte Staaten) auf den photographischen Aufnahmen des Spektrums des Sternes Mizar (ζ im Großen Bären) die ultraviolette Linie K (Wellenlänge 393,7 μμ) doppelt in Zwischenzeiten von 52 Tagen, während sie einige Tage vor und nach der Verdoppelung ein verschwommenes Aussehen hatte. Mizar ist ein Stern 2. Größe mit einem leicht trennbaren Begleiter 4. Größe in 15'' Abstand. Pickering erklärt nun die zeitweilige Verdoppelung der K-Linie durch die Annahme, daß der hellere Stern des Sternpaares Mizar aus zwei nahe bei einander stehenden Sternen von ungefähr gleicher Helligkeit bestehe, die in 104 Tagen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt laufen. In Zwischenzeiten von 52 Tagen ist ihre Verbindungslinie rechtwinkelig zur Gesichtslinie, ihre Bewegungen erfolgen dann in der Gesichtslinie und zwar nach entgegengesetzten Richtungen, die Verschiebung der Linien in den Spektren erfolgt daher in entgegengesetztem Sinne, und da die Spektren beider Sterne sich übereinander lagern, so tritt eine Verdoppelung der Linien ein. Auf gleiche Weise hat Pickering auch den Stern β im Fuhrmann als doppelt erkannt mit 4 Tagen Umlaufszeit. Während hier durch periodische Verdoppelung der Linien zwei helle Komponenten eines Sternes nachgewiesen wurden, hat Vogel in Potsdam durch periodische Verschiebungen der Spektrallinien nach entgegengesetzten Richtungen bei einigen Sternen (verhältnismäßig) dunkle Begleiter nachgewiesen. Das erste derartige Beispiel ist der durch seine merkwürdige Veränderlichkeit bekannte Stern Algol (β im Perseus), der während des größten Teils seiner Periode von 68,81 Stunden 2. Größe bleibt, nur durch 9,15 Stunden an Helligkeit ab- und wieder zunimmt und bloß 0,25 Stunde im Zustand geringster Helligkeit 4. Größe verharrt. Die gleichzeitige Photographierung der künstlichen Wasserstofflinie Hγ und der gleichen im Algolspektrum stark verbreitert auftretenden hat gezeigt, daß Algol sich vor dem Minimum von der Sonne entfernt, nach demselben sich ihr nähert. Unter Voraussetzung einer Kreisbahn findet Vogel dann für den Durchmesser des Hauptsterns 230,000 und für den des Begleiters 180,000, für die Entfernung der Mittelpunkte 700,000 und für die Geschwindigkeit des Begleiters in der Bahn 12 geographische Meilen, für die Massen 4/9 und 2/9 der Sonnenmasse, wenn beide Körper gleich dicht vorausgesetzt werden. Die Berechnung der Durchmesser ist mit Hilfe der bei diesem Sterne sehr genau festgestellten Lichtkurve (Kurve, welche die Änderungen der Helligkeit darstellt) erfolgt; gewisse Stellen dieser Kurve deuten übrigens darauf, daß die Atmosphären beider Sterne sich zeitweilig überdecken, und sind für diese Atmosphären Höhen von 54,000 und 42,000 Meilen berechnet worden, so daß der geringste Abstand beider 400,000 geographische Meilen sein würde. Ein solches System von zwei nahe bei einander stehenden, an Größe nicht allzu verschiedenen Körpern ist bisher nicht bekannt gewesen, gleichwohl hat die weitere Untersuchung gezeigt, daß demselben Stabilität zukommen kann. Im übrigen braucht der Begleiter nicht absolut dunkel zu sein, nur darf seine Helligkeit 0,02 von der des Hauptsterns nicht überschreiten, um den Beobachtungen zu genügen. Auch bei Spica (α in der Jungfrau) ist Vogel zur Annahme eines dunkeln Begleiters mit 4 Tagen 0,3 Stunde Umlaufszeit geführt worden; wenn die Bahn als kreisförmig und die beobachtete Geschwindigkeit von 12 geographischen Meilen als Bahngeschwindigkeit betrachtet wird, so würde der beobachtete Stern 660,000 geographische Meilen vom Schwerpunkt des Systems entfernt sein. Nimmt man die Entfernung des Begleiters ebenso groß an, so ist die Masse jedes der beiden Körper 1,2 der Sonnenmasse. Bei einer Parallaxe von 0,2'' würde die scheinbare Entfernung beider Sterne nur 0,13'' betragen, sie würden daher, auch bei genügender Helligkeit des Begleiters, mit den jetzigen optischen Hilfsmitteln nicht zu trennen sein. Auch bei Rigel (β im Orion) ist nach Vogel eine periodische Bewegung wahrscheinlich.

Schließlich sei noch der roten F. gedacht, die unter allen farbigen Sternen am meisten die Aufmerksamkeit der Beobachter auf sich gezogen haben. Nach Zöllner deutet bekanntlich die rote Farbe eines Sternes darauf, daß er sich in dem Stadium weit vorgeschrittener Abkühlung befindet, daß sich Schlacken auf seiner Oberfläche bilden und diese anfängt, sich mit einer nichtleuchtenden Kruste zu bedecken. Ptolemäos bezeichnete fünf F. als feuerrot: Arktur, Aldebaran, Antares, Beteigeuze und den gegenwärtig entschieden weißen Sirius. Zahlreich vertreten ist die rote Farbe unter den weniger hellen Sternen. Schon Lalande hat 1807 einen kleinen Katalog roter F. veröffentlicht, ausführlichere Verzeichnisse verdanken wir Schjellerup und Birmingham. Die neueste Ausgabe von Birminghams Katalog roter Sterne, von Espin besorgt, enthält 766 rote und 629 rötliche Sterne, außerdem werden noch anhangsweise 77 Sterne verzeich-^[folgende Seite]