VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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Emissionsspektrum (Abb. 222). Nach einigen weiteren Tagen entsprach 
das Absorptionsspektrum mehr dem B-Typus. Wie bei früheren Erschei 
nungen wurde nun der kontinuierliche Grund immer schwächer, die Absorp 
tionslinien traten gegen die Emissionen immer mehr zurück, bis gegen Ende 
März das Spektrum etwa der Klasse O—B glich. 
Die gleichzeitig eingetretene eigentümliche Erscheinung des periodischen 
Lichtwechsels ist nun von einer interessanten Änderung des Spektrums be 
gleitet gewesen. Die Aufhellung während der Maxima ist wesentlich durch 
Intensitätszunahme des kontinuierlichen Spektrums verursacht, wobei auch, 
wenigstens bis Ende März, die während der Minima verschwundenen dunklen 
Linien wieder sichtbar wurden. Hiermit verbunden waren starke und ungleich 
mäßige Verschiebungen der Wasserstofflinien, während die Kalziumlinien un 
verändert blieben. Die Helligkeit 4.6 m der Nova konnte dabei als Grenze zwi 
schen den verschiedenen Typen des wechselnden Spektrums angesehen 
werden, indem oberhalb derselben das normale Spektrum (B—O) vorhan 
den war, unterhalb derselben das für die Minima charakteristische reine 
O-Spektrum auftrat. Während des Minimums am 6. April hat v. Gothard 
zuerst die Nebellinien bei X 5007 und 4959 wahrnehmen können. Von da an 
hat mit ständigem Wechsel der allmähliche Übergang in das Nebelspektrum 
(P) wie bei den vorhergehenden Novae stattgefunden. In ganz unerwarteter 
Folge hatte also die Nova Persei während der ersten 1 V 2 Monate ihrer Sicht 
barkeit nacheinander die charakteristischen Kennzeichen der Spektralklassen 
F—A, O—B, O und P angenommen. 
Im Herbst 1901, als die Nova die 7. Größe erreicht hatte, war die nahe 
vollständige Umwandlung in einen echten Planetarischen Nebel, d. h. in ein 
kombiniertes Nebulium- und Wasserstoffspektrum auf sehr schwachem kon 
tinuierlichen Grunde bereits erfolgt. Der weitere Verlauf der Änderungen ist 
durch ein allmähliches Hellerwerden des Grundes und ein Zurücktreten der 
Nebellinien gekennzeichnet. Als Ende 1902 die Nova bis nahe 10 m gesun 
ken war, erschien der Rückgang zur Klasse O wieder eingeleitet, 1904 ver 
schwanden bei der Größe ll m die Nebellinien, und seit 1906 oder 1907 
kann die definitive Rückkehr zur Klasse der WoLF-RAYETSterne als bereits 
vollzogen gelten. 
Daß die Änderungen des Spektrums von recht auffälligen Farbenände 
rungen begleitet waren, erscheint selbstverständlich. Tatsächlich hat die Nova 
Persei und nach ihr auch alle folgenden die ganze ScHMiDT-OsTHOFFSche Skala 
(S. 324) durchlaufen, 
ja beiderseits sogar die 
Grenzen derselben 
überschritten von 
Bläulichweiß (Nebel 
stadium) bis zu einer 
Färbung, die man 
beinahe als ein ge 
sättigtes Lila bezeich 
nen könnte. Da die 
Farbenunterschiede 
hier nicht wie bei den 
Up Hy Hd Ht 
Abb. 223. Spektra der Nova Aquilae (18. Juni 1918) und der 
Nova Cygni (27. August 1920) in nahe gleichem Entwick 
lungszustand. (Nach M. Wolf.'