-

11304 Duncertaina

Single Single

Single with 36-inch

341.0

1880.594 1885.72 Perrotin 1889.589 Burnham

1890.56 , On the assumption that the mass of the system is

equal to the mass of the Sun, the Bhypothetical parallaxe would be p = aP--’/R = ol’o26

According to the Draper Catalogue of Stellar Spectra,

12804 (-15”)

130.7 297.3 326.5

- -

-

347.0 0.0

QO ~ QC

-

- -

- Less than

o!’ I

0726

0 .20

0.13

0.10

0 . 0 7

[ Bo-QC

the spectrum of 37 Pegasi is of the second or solar type (F?).

The magnitudes of the components are, according to Struve, 5.8, 7.2. As a single star it was measured 5’p27 at Harvard, and 5?05 at Oxford.

Ballysodare, Ireland, 1892 Aug. I . J. E. Gore.

Einige Untersuchiingen uber das Spectrum von ,3 Lyrae. Von A. Belopolsky.

Meine Untersuchungen iiber das Spectrum von @ Lyrae, welches ich mittels des neuen Spectrographen und des 30 Zollers der Sternivarte in Pulkowo auf orthochromatischen Platten erhalten habe, beziehen sich hauptsachlich auf die Gegend zwischen HB und D,.

Die I 7 Spectrogramme zeigen Folgendes : Es sind dunkle und helle Linien vorhanden. Erstere sind in grosserer Zahl sehr zart und besonders

gut in der Gegend zwischen Hy und HB zu sehen. Eine andere Art duukler Linien, welche das Spectrum besonders charakterisiren, ist breiter als die ersten, sehr deutlich, mit hellen Rjlndern , die man zuweilen als selbstandige helle Linien betrachten kann. Die Linie D3 ist hell. Das con- tinuirliche Spectrum wird von Zeit zu Zeit sehr schwach.

Es ist die Linie W. L. 501.4 ,up in erster Reihe zu erwahnen. Wahrend die andern von Zeit zu Zeit ganz ver- schwinden, bleibt diese Linie immer vorhanden, nur werden

1892 Sept. 7

8 18 ‘9

23 24 2.5

2 7

30 Oct. 2

3

2 0

R -

0.3 2 5 pp deutlich 0 . 2 5 4 deutlich 0,339 deutlich 0 . 2 2 I schwach 0.1 96 hell 0. I 7 3 0.244 deutl., scharf 0.237 deutl., breit 0.30 I breit 0.265 breit 0.379 breit

hell, eng

V 0.294pp verwaschen 0.363 deutlich 0.37 2 schwach

0.343 deutlich 0.299 verwaschen 0.34 I verwaschen

-

- -

0.229 eng 0.323 breit 0.306 breit

ihre hellen Riinder schwach und verschwinden selbst ganz- lich (24. Sept.). Bald wechseln die Rander ihre Intensittit.

Die Linien I; und 0 3 mtissen besonders untersucht werden.

Erstere ist grosstentheils doppelt (30. Aug. bis 3. Oct. incl.). Die Helligkeit und Breite der Componenten wechseln : bald sind beide gleich und dazwischen sieht man eine enge dunkle Linie; bald ist die eine breiter als die andere und umgekehrt; bald verschwindet die eine von ihnen und an ihrer Stelle entsteht eine ziemlich breite dunkle Linie ; bald sind beide als helle Linien zu sehen und an einer Seite eine breite dunkle Linie.

Wenn nian die eine von diesen Linien mit R (gegen Roth von der kiinstlichen verschoben) und die andere mit Y bezeichnet, so erhtilt man folgende Wellenliingendifferenzen zwischen ihnen und der ktinstlichen F-Linie; DR und DV sollen die dunklen Linien bezeichnen.

DY - c

0.003 ,u,u

0.016 0.0 3 5 0.094

0.2 5 I breit 0.038 0.024 0.008

-

-

Der wahrscheinliche Fehler jeder dieser Zahlen ist fo.020 pp. Die D,-Linie, wie langst bekannt, verschwindet von

Zeit zu Zeit, was auch meine Spectrogramme zeigen; aber ausserdem wird sie doppelt. Ob dazsischen eine dunkle

DR 0.100 pp schwach 0.753 breit, deutlich -

Linie entsteht, kann ich nicht entscheiden, da das conti- nuirliche Spectrum schon bei W. L. 5 7 5 pp recht schwach ist, und die D,-Linie ganz deutlich isolirt steht.

Sie ist am 4. und 30. Sept. doppelt, besonders scharf a u f der sehr guten Platte vom 30. Sept. Die W. L. Differenz ist an diesem Tage 0 .82 pp.

Sonst ist sie Aug. 2 4

25 30

Sept. 4 7 8

I8 '9

23 24 2 5

2 7

30 Oct. I

3

2 2

2

sehr hell, einfach sehr hell, einfach fehlt ; Platte verschleikrt deutlich, doppelt deutlich, einfach sehr eng, einfach vielleicht Spuren sehr schwach unsichtbar ; Platte schwach fehlt ; Platte gut sehr schwach; Platte gut nur Spuren; Platte schwach sehr schwach sehr hell, doppelt sehr schwach ; Platte schwach deutlich, einfach schwach; Platte gut

Was die anderen Linien anbetrifft, so unterlasse ich die detaillirte Beschreibung, bis ich ein reicheres Material von Spectrogrammen besitzen werde ; hier werde ich nur

Die fett gedruckten W. L. gehoren den schiirfsten

586.42

560.00 546.40 543,3' 542.97 538.63 538.02 331.62 627 21 5 23.48 523.05 522.34 520.76 5 ' 9.09 517.03 516.29 515.01 505.61 501.77 501.43 500.54 nien an.

510.33

die vorliiufigen W. L. der auf einzelnen Platten gemessenen Linien geben. Es sind die folgenden: 687.62 pp hell 496.42 pp dunkel, helle Rander

dunkel 492.27 dunkel, helle Rander helle Rander F dunkel 482.18 hell 473.62 dunkel 41 1-43

W 470.69 W 470.16 > 465.18 W 463.3% n 462.22 > 468.30

hell -457.53 hell 456.46 dunkel 45 5.1 I

> 455.33 2 454.75 B 453.17 n 452.90 > 45 1.29

dkl., hell. Riinder 450.66 448.13

heller Rand 450.99

Die Erkkung des hochst interessanten Phanomens muss noch aufgeschoben werden.

dunkel > n W

B

$

W

n n n n B

W

n W

2

n a

* helle Riinder

Es scheint. dass eine dunkle Linie in der Gegend von F sich hin und her bewegt und das Aussehen einer hellen beeinflusst. Die doppelte D,-Linie sollte einen engen Doppelstern andeuten. Umlaofszeit 26 Tage ? -

Ich muss noch erwiihnen, dass auf drei Spectrogrammen von y Cassiopeiae keine Spuren von Ds zu sehen sind.

Pulkowo 1892 Oct. 5. A. %eZopols&y.

Ueber dns Spectrum der Nova Aurigae verglichen mit Nebelspectren. Zur Ergiinzung meiner vorlaufigen Mittheilung iiber

das Spectrum der Nova in A. N. 3122 miichte ich jetzt noch die Wellenlangenbestimmung desselben und die Ver- gleichung rnit den Spectren einiger Nebelflecken veroffent- lichen.

Da ich das Spectrum der Nova nur rnit dem Objec- tivprisma zu photographiren im Stande bin und rnit dem- selben keine vergleichenden Aufnahmen gemacht werden konnen, war ich gezwungen, die Wellenlangen .des planetari- schen Nebels, GC. 4964, dessen Spectrum demjenigen der Nova ahnlich ist, mit meineni Quarzdoppelspath-Spectro-

graphen zu bestimmen. Eine photographische Aufnahme am I . October 8b lom- 1 0 ~ 4 0 ~ im Vergleich rnit dem mit- photographirten Wasserstoffspectrum hat das untenstehende Resultat geliefert, so dass ich im Stande bin, alle bis jetzt mit dem Objectivprisma aufgenommenen planetarischen Nebel- spectren auszurnessen; dazu kam noch eine weitere Auf- nahme des Spectrums des grossen Orionnebels am 10. Oct. 1 4 ~ 3 0 ~ - 1 7 ~ 0 ~ . Es ist mir daher moglich, das photo- graphische Spectrum folgender Nebel anzugeben und da- durch unsere Kenntnisse auf diesem Gebiete wesentlich zu fordern.

I I 11 2 111 I V V 3 V I 4 5 6 VII Gr. Orion-Nehel *) 486.1 - - 434.0 410.1 396.9 388.8 386.7 383.5 379.9 376.9 372.7

GC. 4964 50'

GC- 4373

- GC. 4964 500.8 - 469.0 436 434 410.1 396.9 388.9 386.7 - 379.9 -

GC. 4441

Nova 5 0 0 - 465 - 434 401 395 - 385 -

- - - 410 - 434 409 397 - 386 - 434 4=1 396.5 - 386 - 434 4 = 0 396.5 - 386 -

-

373 373

- - - __ - 5 0 2

502

500.4 486.1 ? 436 4 3 4 410.1 396.9 388.8 386.7 383.5 379.7 376.9 372.7

Die beiden ersten Aufnahmen sind rnit dem Spectrographen, die ilbrigen rnit dem Objectivprisma ausgefuhrt.

*) Fehlt, weil die Aufnahme auf einer gewohnlichen - nicht orthochromatischeii - Momentplatte gemacht wurde ; bei den ubrigen

- - - - - - - -

He HY 4 HI a B Y 6

habe ich nur ortliochromatische Platten benutzt.