347 587 7 3 48

In the further examples, the figures given will be curtailed. Many given above do not need to be written down in actual work.

Example 2. Whittemora 931. Stracke, p. 116 etc. 71 40.90534 7 1 3.21631 -r2 76.00052 7 2 3.29673 73 35.09518 r3 3.38634

&/a +29.88 -201.27 + 48.34 40552.57 40552.57 40552.57

40582.45 40351.30 40600.91

q2/r), 1.0057284 Gibbs 72/73 I a006185 9 1.0057269 Stracke 1.0061900

57280 )) 2nd 61849 ,Gibbsu is the shorter and better

Stracke p 0?1753 e 0.2452 (1932) 0.1758 0.2471

Example 3. Nassovia 534. Bauschinger, p. 282 etc. r1 13.98974 (not 13.98074 as printed on p. 284) r1 3.05534 72 29.84554 7 2 3.06733 r5 15.85580 r3 3.07744

bla +9*73 -38.55 + 5 . 7 0 40562.30 40514.02 40558.27

r)e/r)l 1.0011916 Gibbs q2/q3 1.0010922 I 1914 Bauschinger 10922

Bauschinger p = o'lzor 5 e = 0.1010 (1932) 0 . 2 0 1 2 0.0570

Example 4. Eros 433. Bauschinger, p. 295. 71 10.97845 71 1.756576 r2 21.87561 r2 1.742549 r3 10.89716 r3 1.725834

b/a +21.74 -113.05 + 23.62 40574.31 40439.52 40576.19

12 /71 1.0033331 12/73 1.0033796 In the 1 8 t approximation Bauschinger gives q3/q2 = I .000046 ; in the second he gives

I .0033258 I .0033721

Bauschinger p=oC155859 e=o.19132 0.22 2 79

i (19321 0.55977 In the cases of short period comets, the Gibbs expressions are

not so useful, but they do give a first approximation. Here is an application to Comet Brooks 1889V with the figures given by Bauschinger, pp. 315-316.

r1 57.0 r13 8.15597 T2 114.0 YZ3 7.40901 r3 5 7 . 0 r33 8.02504

b/a + 398.36 - 2192.60 f404.86 40950.93 38359.97 40957.43

qz/% 1.0675433 d 7 7 3 1.0677128

674044 9 , 2nd 675985 674339 Bauschinger, 676280

If there are only three observations available, it seems to be hopeless to improve upon the first trial. If however, numerous observations are available, then it may be possible to form normal places, and from them to get three good means on which to form an orbit. Over one season, differential correc- tions are not effective; to use them, it is necessary and sufficient to wait until observations are got at a later opposition.

Johannesburg, 1932 April 3. R. T. A . Innes.

Uber den Zusammenhang zwischen der Bahnbewegung und den periodischen Temperaturveranderungen im System von /j' Lyrae. Von S. Tscherny.

Auf Grund der Reobachtungen hat L. Terka'nl) die Temperaturkurve von /3 Lyrae erhalten. In Zusammenfassung seiner Untersuchung schreibt er : >)Die Helligkeitsminima stimmen mit den Temperaturminima vollig iiberein, die Zwischenzeit ist: 6.50 Tage; die Maxima aber scheinen etwas abzuweichen. Aus so wenigen und zuweilen in sehr .groDen Zenitdistanzen ausgefuhrten Messungen ware es doch wohl eine unzulassige SchluDfolgerung, daD diese Abweichungen im ganzen reell seien. Weil die beiden Temperaturmaxima gleichformig steil und spitz sind, scheinen die beiden Kompo- nenten des Doppelsystems nur fur kurze Zeit sich nicht zu verdecken.

Aus der Temperaturkurve kann man drei wichtige SchluDfolgerungen ziehen: I . beide Komponenten haben auch fur sich selbst eine hohe Temperatur, und zwar ist die des Begleiters etwas hoher als die des Hauptsternes; 2 . der Be- gleiter steht im Hauptminimum hinter dem Hauptsterne ; 3. mit kleineren Helligkeitsanderungen konnen groDere Temperaturschwankungen oder, richtiger ausgedriickt, groDere

Farbenanderungen verbunden sein, wie es bei /3 Lyrae im Nebenmaximum der Fall zu sein scheint.c(

Im nachstehenden will ich beweisen, daD diese aus den Beobachtungen gefundenen Temperaturanderungen mit dcn Resultaten meiner theoretischen Untersuchungen2) uber die Bewegung im System von /3 Lyrae ubereinstimmen.

Fur diesen Zweck berechne ich die Entfernungen A zwischen den nachsten Punkten der Oberflachen der Kompo- nenten fur verschiedene Phasen, fur welche die Temperaturen gemessen sind. Die Resultate der Berechnungen und die ent- sprechenden Temperaturen sind in umstehender Tabelle zusammengestellt.

Aus umstehcnder Tabelle im Zusammenhang mit meinen theoretischen Untersuchungen kann man die folgenden SchluDfolgerungen ziehen :

I . In der Nahe des Hauptminimums bei tiefem Ein- tauchen der Komponenten A = -0.91 fur -0d20 und 12d71 i q t

das Temperaturhauptminimum 6400°, da dem Beobachter nur der nicht eingetauchte Teil des Hauptsterns sichtbar ist;

1 ) L. Terkdn. Uber die periodischen Ternperaturveranderungen von p Lyrae, deren Verlauf nahe das SpiegelLild der Lichtkurve ist (AX 226.3.55-356). *) AN 242.113.

3 49 5877 3 5 0

Die Vcrhncicrlichkcit dicsrs Sterns habe ich in Neu- babelsbcrg ;tm 2 7. April I 931 auf einer Ernostar-Platte ent- deckt (BZ 13.51). Der Stern ist in der B.D. nicht enthalten. Sein Kartenort ist: ~ = 2 3 ~ 4 2 m 1 8 ~ , 6 = +44'5814. Eine Karte seiner Umgebung habe ich schon in AN 243.404 veroffent- licht.

Der Veranderliche war auf 39 Ernostar-Platten der Neubabelsberger Himmelsuberwachung vorhanden. Aufdiesen

in der Nahe des sekundaren Minimums bei minder tiefem Eintauchen der Komponenten 4 = -0.78, -0.79 fur 5491 und 6998 ist das sekundare Temperaturminimum etwa 8000°, da in diesem Falle dem Beobachter der nicht eingetauchte Teil des Begleiters und der teilweise eingetauchte Teil des

suche nicht bestimmt werden. Wahrscheinlich war nur, dal3 der Stern ein kurzperiodischer Bedeckungsveranderlicher ist. Zur Entscheidung der Frage habe ich dann am 40 cm-Astro- graphen im August 1931 Serienaufnahmen gemacht. Aus diesen hat sich herausgestellt, dal3 die Periode ungefahr od8 betragt. Nach Berucksichtigung der auf Ernostarplatten ge- machten Schatzungen konnte die Periode ziemlich genau bestimmt werden. Zum SchIul3 erhielt ich :

- Hauptsterns sichtbar sind.

Phasen A Temp. -0d20 -0.91 6400' -0.01 -0.93 9000 +0.89 -0.64 9300 1.00 -0.57 9400 1.91 -0.07 12700

2.08 0.00 12700

2.75 +o.16 10800 3.04 +o.19 10600 3.26 +o.19 10100

3.75 + O . I ~ 9000 3.90 +o.13 10100

4.25 +o.o5 9100 4.92 -0.25 9000

Phasen

6.98 7.92 8.10

9.69 9.93

10.81

11.67 11.90 1 2 . 1 8

12.71

12.90

9 9 1 A

-0.78 - 0.79 -0.29 -0.19 +0.19 +0.18 + 0.02 - 0.42 -0.56 -0 .72

-0.91 -0.93

Temp. soooo 8100

I I500 11300 10400 8100

1 0 1 0 0

I0000

9200

6400 goo0

8500

Kiew, Astronomisches Observatorium, 1932 Marz 2 2

2. In der Nahe der gegenseitigen Beruhrung der Kompo- nenten 4 = - 0.07, 0.00 fur 1d91 und zdo8 ist das Temperatur- hauptmaximum 1 2 7 0 0 ~ und bei 4 = -0.29, -0.19 fur 7d92 und 8d1o ist das Temperaturnebenmaximum etwa I 1400°, da bei dem schrittweisen Eintauchen und Auseinandergehen der Komponenten im ersten Falle ( A = -0.93) eine grol3ere Warmenienge als im zweiten Falle (4 = -0.90) produziert wird. So ist ersichtlich, daB sowohl vom theoretischen Stand- punkt aus als auch nach den Beobachtungen die Temperatur- maxima den Helligkeitsmaxima vorangehen mussen. AuBer- dem muB man bemerken, dal3 auf Grund der theoretischen Untersuchungen die Komponenten nur kurze Zeit von 2do7 bis 4d39 und von 8d52 bis 10d86 auseinander sind, was auch mit den Beobachtungen ubereinstimmt.

3. Nach der Trennung 'der Komponenten beobachtet man von d o 8 bis 7492 und von 8d1o bis 12d71 den Abkiihlungs- prozel3 mit den Temperaturschwankungen um 3d75, 5d91, 9d93, 12d71, die mit den theoretisch und in den Beobachtungen gefundenen Oszillationen der Lichtkurve von Lyrae um 3d76, ~ $ 3 7 , 9d57, 12d48 ubereinstimmen.

S. Tscherny.

" - schwankt die Helligkeit des Sterns ungefahr zwischen 11%

und 11%. Die Periodc konnte aber trotz zahlreicher Ver- Min. = 2426565.460 + od79365 *E.

I I

I 1mz

11.4

11.6

1 1 . 8

0 O?Z

I . Die E r n o s t a r - A u f n a h m e n . Wie schon envihnt wurde, konnte die Helligkeit des

Veranderlichen auf 39 Ernostar- Platten bestimmt werden. Diese Platten sind in der Zeit von 1928 Sept. 1 2 bis 19-31 Jan. 23 aufgenornmen. Bei den Helligkeitsschiitzungen wurden die folg-enden Vergleichsterne benutzt :

* BD. Gr. d a A8 C +4s04340(9m5) r1m13 + 613 +2715 d +45 4339 (9.5) 11.30 + 6.0 +15.6 e Anonyma 11.45 + 5 . 5 - 0.2

G Anonymn 11.87 i16.3 - 4.0 f Anonyma 11.58 + 2.6 - 1.4

od4 0d6 od8

Die Helligkeiten dieser Sterne wurden mittels des benach- barten Feldes 43 der Selected Areas (a = 23h50*, 8 = + 44'50') nach H.A. 101 bestimmt.

Die auf den einzelnen Platten sich ergebenden Hellig- keiten des Veranderlichen sind in der folgenden Tabelle an- gegeben.

Diese Werte geben eine ziemlich befriedigende Licht- kurve, aus der nur zwei (in Klammern stehende) Werte herausfallen. Als endgultige Lichtkurve betrachte ich jene, die sich aus den zahlreichen Astrographenaufnahmen ergeben hat.

26'