Full text: Astrophysik

VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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Während die mittlere Lichtkurve der meisten Cepheiden jahrzehntelang 
unverändert ihren Verlauf beibehält, waren sonst sorgfältigen Beobachtern 
bei den Schätzungen wiederholt Unstimmigkeiten aufgefallen. Die Frage nach 
sekundären Wellen innerhalb der mittleren Lichtkurven ist dann, trotz ihres 
deutlichen Auftretens bei rj Aquilae, ebenso oft behauptet wie bestritten wor 
den. Nach den Untersuchungen von Plummer, Martin u. a. unterliegt es kei 
nem Zweifel, daß wenigstens die Kurven des Sternhaufentypus, die ja wegen 
der nur nach Stunden zählenden Periode oft an ein und demselben Abend 
von einem Maximum zum nächstfolgenden durchbeobachtet werden können, 
von Fall zu Fall sehr wesentliche Veränderungen erleiden, nicht nur in be 
zug auf die maximale und minimale Helligkeit, sondern auch durch eine Folge 
kurzer sekundärer Wellen. Diese sekundären Schwankungen sind anscheinend 
an kein bestimmtes, mit der Hauptkurve zwangsläufig verbundenes Gesetz ge 
bunden. Bei genügender Anzahl von Beobachtungen heben sie sich immer wie 
der auf, so daß der lange Zeit gehegte Zweifel an ihrer Realität durchaus be 
gründet war. In einzelnen, allerdings nicht häufigen Fällen, wie S WDraconis, 
können die Sekundärwellen so bedeutend werden, daß sie einzelne Maxima 
völlig umgestalten oder gar zum Verschwinden bringen. Selbst der hellste Ver 
treter der Gruppe, d Cephei, ist vielleicht von diesen Wellen nicht frei (Abb. 230). 
Die langperiodischen Cepheiden drängen sich deutlich in der Milchstraße 
zusammen, während die kurzperiodischen (Sternhaufentypus) unregelmäßig 
über den ganzen Himmel verteilt sind. Die Perioden der Milchstraßengruppe 
zeigen ein Maximum bei etwa 5.5 Tagen, während diejenigen der am Him 
mel zerstreuten, bisher bekannten isolierten Vertreter des Haufentypus aus 
schließlich zwischen 7.4 h und 15.9 h mit einem ausgeprägten Maximum im 
Mittelwert, also zwischen ll h und 12 h liegen. Man hat geglaubt, daß die 
drei in dieser Beziehung gänzlich abweichenden Fälle, nämlich XX Cygni, so 
wie ein sehr schwacher Veränderlicher in den Jagdhunden mit 3.2, und 
RZ Tauri mit 4.1 Stunden Periode nur Teilwellen einer doppelt oder drei 
mal so großen Haupterscheinung darstellen, doch kann nach neueren Be 
obachtungen eine solche Annahme als ausgeschlossen gelten. 
Die Spektra der beiden Unterabteilungen sind nicht sehr verschieden. 
Bei den isolierten Cepheiden herrscht die Klasse F—G vor, bei den Haufen 
veränderlichen A—F mit dem c-Charakter der Absorptionslinien (S. 355). 
Ein sehr eigenartiges Merkmal der Cepheiden ist die Veränderlichkeit 
ihres Spektrums. Nach Shapleys und Pickerings Untersuchungen rückt die 
ses bei allen Sternen der Gruppe III vom Maximum zum Minimum in der 
Normalreihe erheblich vor, im Mittel etwa von F5 bis Gs. Aber auch größere 
Intervalle kommen vor, bei d Cephei von Fo bis G2, bei rj Aquilae von As 
bis G5, bei RR Lyrae von B9 bis F2. Daß diese Änderungen allen Spektral 
klassen eigen sind, zeigt z. B. TT Aquilae, der von Gs auf K2 heruntergeht, 
oder RU Camelopardalis, der im größten Licht der Klasse Ko, im kleinsten 
gar der seltenen Klasse R (S. 358) anzugliedern ist. Infolge der Beziehungen 
zwischen den Spektren und dem Farbenindex der Sterne bewirkt die Farben 
vertiefung im Minimum, daß die photographische Amplitude dieser Sterne 
merklich größer, und zwar im Mittel etwa 1.5 mal so groß ist, wie die vi 
suelle. Die Cepheiden sind daher für photographische Untersuchungen be 
sonders geeignete Objekte.
	        
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