VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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hingewiesen wird. Wenn man von den hier und später auch bei der Nova 
Aquilae sehr ausgesprochenen Sekundärwellen absieht, haben die meisten 
Novae eine sehr ähnliche Lichtkurve ergeben. Daß Ausnahmen bzw. Son 
derfälle nicht selten Vorkommen, beweist das mehrfache Aufleuchten der 
Nova Vulpeculae (1670) und die Nova Aurigae (1892), die von Dezember 
1891 bis März 1892 die Helligkeit nur wenig geändert hat (Abb. 220). Ob 
Sterne wie P Cygni (Nova 1600), rj Argus u. a. zu den Novae zu rechnen 
sind, steht noch nicht absolut fest. Der erste hat nur zwischen 1600 
und 1677 plötzliche Änderungen der Helligkeit gezeigt, der zweite ist über 
haupt eines der merkwürdigsten Objekte am Himmel. Von 1600 bis 1822 
zwischen 3 und 5 m veränderlich, wuchs er unter dauerndem Auf- und Ab 
flackern 1837—1850 nahe zur Helligkeit des Canopus (cc Argus) an, um dann 
langsam bis 8 m (1914) herunterzusinken. Nach der Lichtkurve ist er als 
ein unregelmäßig Veränderlicher, nach dem Spektrum als eine Nova zu be 
trachten. 
Der BiRMiNGHAMSche Stern von 1866 ist die erste Nova, die spektrosko 
pisch untersucht werden konnte. Huggins und Miller erkannten, daß ein 
kontinuierliches Spektrum mit dunklen und hellen Linien vorhanden war; 
eine sichere Feststellung der dunklen Linien war nicht möglich, dagegen wur 
den von den vier hellen Linien zwei mit den Wasserstofflinien Ha und Hß 
identifiziert. 
Weit eingehender konnte die 10 Jahre später erschienene Nova Cygni 
(1876) untersucht werden. Das sehr helle kontinuierliche Spektrum erwies 
sich hier anfangs von zahlreichen Absorptions- und Emissionslinien durch 
quert. Der kontinuierliche Hintergrund nahm mit dem Sinken der Helligkeit 
jedoch sehr bald an Helligkeit ab. Die Emissionslinien wurden immer besser 
sichtbar, vor allen Dingen trat allmählich eine außerordentlich helle grüne 
Linie etwa bei X 5000 hervor, die als charakteristisches Merkmal der kosmi 
schen Gasnebel bereits bekannt war. Diese Hauptnebellinie war zuletzt vor 
herrschend; nach mehr als einem Jahre, im Februar 1878, als die Nova be 
reits schwächer als 11 m erschien, blieb diese Linie oder Liniengruppe allein 
sichtbar. Das Licht des Neuen Sternes war also monochromatisch geworden 
und glich völlig einem der zahlreichen kleinen Planetarischen Nebel am 
Himmel. 
Die Nova Persei 1901. Die Nova Cygni von 1876 bildet einen gewissen 
Abschluß in der Geschichte der Neuen Sterne, und erst die glänzende Er 
scheinung der Nova Persei von 1901 brachte neue Aufschlüsse. Die Nova 
Aquilae von 1918 und die Nova Cygni von 1920 zeigten einen etwas ein 
facheren Verlauf des ganzen Phänomens, so daß es genügen wird, die Be 
trachtungen auf diesen einen Stern zu beschränken und durch etwaige neuere 
Erfahrungen zu ergänzen. 
Die Nova Persei war am Tage ihrer Entdeckung, am 21. Febr. 1901, etwa 
2. bis 3., am 23. bereits 0. Größe. Das Aufleuchten muß innerhalb weniger 
Stunden erfolgt sein, denn nach einer photographischen Aufnahme von 
Williams war der Stern 28 Stunden vor der Entdeckung noch schwächer 
als 11., 48 Stunden vorher bestimmt unter 12. Größe. Eine sorgfältige spätere 
Nachprüfung der Harvardplatten hat dann allerdings ergeben, daß der Auf 
stieg nicht von völliger Unsichtbarkeit erfolgt ist. An der betr. Stelle stand