376 В- Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
normalen Sternen durch Unterschiede im kontinuierlichen Spektrum, sondern 
größtenteils durch das wechselnde Intensitätsverhältnis der Emissionslinien 
hervorgerufen wurden, ist die Einordnung der Färbungen in die normale 
Skala überhaupt nicht leicht. Im übrigen haben einige spätere Neue Sterne 
noch extremere Färbungen gezeigt. Die Nova Lacertae, die Nova Gemi- 
norum (1912) und besonders die Nova Aquilae (1918) zeigten im Gassta 
dium an großen Fernrohren zeitweise grün-rote Doppelbilder von reinster 
Färbung, die in einfachster Weise durch die verschiedene Vereinigungs 
weite der rot-gelben und der grün-blauen Emissionen in großen Fernrohren 
zu erklären sind. 
Der Helligkeitsabfall der Nova Persei nach 1902 ist von verschiedenen 
Seiten mehr oder weniger anhaltend verfolgt und beobachtet worden. Da 
nach kann man wohl annehmen, daß 1915 der ursprüngliche Zustand der 
Nova, wie er vor 1901 bestand, erreicht war; der Stern ist etwa bei der 
13. Größe stehen geblieben und zeigt wieder die alten unregelmäßigen 
Helligkeitsänderungen zwischen 12 und 14 m . Merkliche spektrale Änderun 
gen sind seitdem nicht erfolgt und der WoLF-RAYETtypus scheint nun ein 
dauerndes Kennzeichen des Sternes zu bilden. Ob die Nova auch vor dem 
Aufleuchten dieser Spektraklasse angehört hat, läßt sich nachträglich nicht 
mehr feststellen, ist aber doch wohl wahrscheinlich. 
Das interessanteste und überraschendste Phänomen hat die Nova Persei, 
allerdings nur diese allein, erst in ihrer späteren Entwickelung geboten. Bei 
fast allen hellen Neuen Sternen ist von einzelnen Beobachtern darauf aufmerk 
sam gemacht worden, daß im Gegensätze zu anderen Sternen die Nova mit 
einem Nebelschein umgeben erschienen ist. Man hat die Realität dieser 
Erscheinung angezweifelt, da sie wegen des besonderen Charakters des 
Spektrums auf rein physiologischem Wege zustande kommen kann, und in 
den vorliegenden Fällen auch sicher so zustande gekommen ist. Dagegen 
fand Wolf Ende August 1901 auf photographischen Aufnahmen von langer 
Expositionszeit, daß die Nova Persei tatsächlich von einer durchaus nicht 
gleichförmigen, sondern strukturreichen, schwachen Nebelhülle von unregel 
mäßiger Form umgeben war. Zur Überraschung aller Astronomen wurde nun 
weiter am 11. November von Perrine nach Aufnahmen mit dem Crossley- 
reflektor der Licksternwarte konstatiert, daß einige helle Knoten der die Nova 
Persei umgebenden Nebelhülle sich innerhalb 6 Wochen um 1 Bogenminute 
nach Südosten von der Nova fortbewegt hatten. Eine Bestätigung dieser 
Entdeckung fand sehr bald darauf durch photographische Aufnahmen auf 
der Yerkessternwarte und dem Heidelberger Observatorium statt. 
Nach Perrine haben sich die Vorgänge in der Umgebung der Nova 
Persei folgendermaßen abgespielt. Auf den Aufnahmen vom Januar 1902 
treten zwei die Nova umgebende Nebelringe auf: ein hellerer, innerer und 
ein sehr schwacher äußerer mit den Durchmessern von 15' bzw. 30'. Beide 
Ringe waren in Ausdehnung begriffen, und zwar in der Weise, daß sich 
der innere Ring mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 1.4", der 
äußere mit 2.8" in 24 h erweiterte. Rechnet man hiernach zurück, zu welcher 
Zeit die Ringe die Nova verlassen haben, so erhält man für den inneren Ring 
1901 Februar 8, für den äußeren Februar 16 bis 17. Bei der Unsicherheit der 
Messungen der verwaschenen Objekte deutet dies auf ein nahe gleichzeitiges