Einige Eigenschaften der unregelmäßig veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft [Reprint 2021 ed.] 9783112536285, 9783112536278

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D E U T S C H E A K A D E M I E D E R W I S S E N S C H A F T E N ZU B E R L I N

V e r ö f f e n t l i c h u n g e n der Sternwarte in Sonneberg Band 5 • Heft 1

WOLFGANG WENZEL

Einige Eigenschaften der unregelmäßig veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft

A k a d e m i e - Y e r1 a g • B e r l i n

1961

Wolfgang Wenzel Einige E i g e n s c h a f t e n der u n r e g e l m ä ß i g v e r ä n d e r l i c h e n

Sterne

geringer Leuchtkraft

V e r ö f f e n t l i c h u n g e n der S t e r n w a r t e in S o n n e b e r g ' B a n d 5

Heft 1

D E U T S C H E AK AD E MI E' D E R W I S S E N S C H A F T E N ZU B E R L I N

Veröffentlichungen der Sternwarte in Sonneberg Band 5 • Heft 1

WOLFGANG W E N Z E L

Einige Eigenschaften der unregelmäßig veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft Mit 11 Abbildungen und 41 Tabellen

A k a d emie- V er1 a g • Berlin

1961

Erschienen im Akademie-Verlag GmbH, Berlin W 8, Leipziger Straße 3—4 Copyright 1961 by Akademie-Verlag GmbH, Berlin Alle Rechte vorbehalten Lizenz-Nr: 202 . 100/494/61 Gesamtherstellung: VEB Druckerei „Thomas Müntzer" Bad Langensalza Bestellnummer: 2006/V/l Preis: DM 12,— Printed in Germany ES 18 D 4

INHALT

Seite

A. Einleitung

7

B. Hauptteil I. Die Bezeichnungen

. .

g

II. Das Sternmaterial a) Gesamtmaterial

II

b) Bekannte Spektraltypen und Leuchtkraftklassen

12

III. Der Lichtwechsel a) Formen des Lichtwechsels

17

b) Nachbarformen

21

c) Schlußbemerkung

23

IV. Leuchtkraft und Spektraltypus a) Riesensterne

24

b) Pseudoriesen und T-Tauri-Sterne

24

c) Schlußbemerkung

28

V. Räumliche Stellung a) T-Assoziationen

29

b) Scheinbare Verteilung der veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft an der Sphäre

37

c) Die Elackersterne.

39

d) Populationsfragen

41

VI. Bewegungsverhältnisse a) Allgemeines

42

b) Eigenbewegungen und Säkulare Parallaxen

43

c) Bewegungseigenschaften der dMe-Feldsterne

50

d) Zusammenfassung

51

. .

VII. Die dG-Veränderlichen a) Überblick über die Sonderstellung

52

b) Verwandtschaft zu den Z-Camelopardalis-Sternen. 1

54

c) G-Veränderliche ohne Emissionen

57

V I I I . Spektrum und Lichtwechsel (Zweidimensionais Klassifikation der irregulären Hauptreihenveränderlichen) a) Verteilung der Formen des Lichtwechsels auf die Spektral-Klassen—DetailTabelle

58

b) Zusammenfassung

59

I X . Die Veränderlichen in NGC 2264 a) Beobachtungsgrundlagen

63

b) Das Verhalten der Veränderlichen

65

X . Modellvorstellungen a) Zusammenfassung der Beobachtungsbefunde.

72

b) Die Hülle

72

c) Fortschreitende und stehende Wellen

73

d) Verhalten der atmosphärischen Radialgeschwindigkeiten

78

C. Schlußbemerkungen

80

Literaturverzeichnis

82

A. E I N L E I T U N G Die systematische Untersuchung der unregelmäßig veränderlichen Sterne mit geringer absoluter Helligkeit, also derjenigen Objekte, die im Hertzsprung-RussellDiagramm nahe der Hauptreihe liegen (oft kurz „Hauptreihenveränderliche" genannt), hat erst vor weniger als 20 Jahren begonnen. In einer Zeit, in der auf der einen Seite für die ö-Cephei-Sterne durch E d d i n o t o n die Pulsationstheorie in ihren Grundzügen schon ausgearbeitet war, bestand für die Konstituierung einer Gruppe „Hauptreihenveränderlicher" nicht der geringste Anlaß. Man nahm vielmehr an, „daß alle Veränderlichen (wir sehen, wie immer, von den Bedeckungsveränderlichen ab) Riesensterne sind, vielleicht mit Ausnahme einiger /¿-Cephei-Sterne und der Veränderlichen im Orion-Nebel" ( L t j d e n d o r f f [ i ] ) . Der zitierte Satz läßt vor allem erkennen, daß die sogenannten „Veränderlichen im Orion-Nebel" seinerzeit gewissermaßen als Außenseiter zu gelten hatten, die sich offenbar nicht in das allgemeine Schema der veränderlichen Riesensterne einfügten. Im übrigen gilt es zunächst zu bedenken, daß die vermeintliche „Ausnahme einiger /¿-Cephei-Sterne" sich nur auf einen Fall bezog, nämlich den Stern SZ UMa, den wir in Wirklichkeit wahrscheinlich als unveränderlich anzusehen haben, und daß gegenwärtig die /¿-Cephei-Sterne als eine Form der roten unregelmäßig veränderlichen Überriesen-Sterne erkannt sind. •Die „Veränderlichen im Orion-Nebel" aber sind heute als typische Vertreter in die Gruppe der Hauptreihenveränderlichen eingereiht. Die Zahl der unregelmäßig veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft ist beträchtlich. Man muß bedenken, daß sie wegen ihrer niedrigen absoluten Helligkeit nur in einem verhältnismäßig kleinen Raum um die Sonne beobachtet werden können, im Gegensatz zu den als Pulsationsveränderliche bezeichneten Sternen vom Typus d Cephei, RRLyrae, Mira Ceti, fi Cephei usw., die Riesen- oder sogar Überriesencharakter besitzen. Im Generalkatalog veränderlicher Sterne (GCVS) 1948 [2] und den ersten acht Ergänzungen [3] sind etwa 9600 veränderliche Riesensterne verzeichnet. An irregulär veränderlichen Sternen geringer Leuchtkraft waren bis Ende 1957 nahezu 800 bekannt, eingeschlossen diejenigen Objekte, für die eine photometrische Untersuchung noch aussteht, die aber nach Ausweis spektraler Beobachtungen zweifellos dazu gehören. Nehmen wir für die ersteren Jf pg (R.) = — 1, für die letzteren Mpg(Z.) = + 6 als rohe Werte an und setzen wir voraus, daß wir für beide Typen die gleiche scheinbare mittlere Grenzgröße bezüglich Aufsuchung und Bearbeitung und die gleiche Entdeckungswahrscheinlichkeit annehmen können, so erhalten wir als Verhältnis der erfaßten Volumina V (Biesen) V (Zwerge)

i

rIO0.2[mpg(Gr.)-.Mpg(B,.)] + « 3

1 IO0-2[»»pg

ff

ff

ff

ff

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ff

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ff

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ff

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ff

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ff

ff

ff

tf

ff

ff

ff

K2

konstant ? konstant ? halbregelmäßig

dKse dK 5 e dK6e dK 5 e dK6e dK 5 e dK 4 e dK6e dK 5 e

konstant ? nach G Ö T Z var.

[12]

i6

Tabelle A (Fortsetzung) Stern + + + +

MS Aql V 347 Aql V 354 Aql AD Aur

+ + + +

CE Cyg AO Dra Y Lep DO Mon M H a 265—5 Ori AA Tau C X Tau CY Tau CZ Tau D E Tau D F Tau DH Tau D I Tau D K Tau D P Tau DQ Tau E Y Tau E Z Tau F F Tau F G Tau F H Tau F I Tau F K Tau M H ä 259—23 Tau M H a 259—16 Tau

pg. Helligkeit 11.1—11.9 11.5—13.1 12.5—14.0 11.0—13.1 9.9—10.5 11.0—12.5 9.6—II.O 13.2—14.4 (16.5) 13.1—16.1 14-5—15.3 13.4—15.0 15.8—17.3 13.8—14.8 11.9—13.8 13.4—14.0 13.4—14.0 12.4—14.9 13.7—!5-4 14.0—15.0 15.5—16.5 I

5-7—r7-4

I4.4—I5-8

16.4—17.3 14.8—15.9 16.3—17.5 17.1—17.8 15.0—15.6 (16)

Spektrum Mi M6 Mo M6.5 Mo, K 2 Mse M4 I I I gM 4 dMoe dMie dMi.se dM2e dM3e dMie dMoe dMoe dMo.se dMoe dMoe dMoe dMse: dMse: dMo.5 dM5: dM4.se dM5: dM6e: dM2.5e Me

Bemerkungen jii-Cep-Stern [13] nicht sicher zugehörig ytt-Cep-Stern [12] halbregelmäßig, P = 162^3 [14] langsam veränderlich [15] [8 a] halbregelmäßig siehe I V a) siehe I V a) konstant ?

nach HARO flash-Stern yy

yy

yy

yy

yy

yy

yy

yy

yy

yy

yy

)>

yy

yy

yy

yy

tt

>>

ty

yy

yy

nach

GÖTZ

yy

j»

var.

[12]

Sterne mit besonderen Spektren: + A E Aqr V 374 Aql

10.9—12.5

V 536 Aql + S Y Cnc + G G Cas

12.6—15.2 10.9—13.8

+ V 553 Cen VV CrA , V 426 Oph CO Ori

7.8— 8.9 13.0—17.0 12.2—13.8 10.0—13.0 V

I U Ori + VSge + AG Dra + . OS Cas + EM Cyg

B + dKoe

11.9—15-5

9-5— 9-9 v

dKe B6 + g:G G5 pec I — I I I pec. pec., e

9.9—10.8

9.5—13-9 v 9.4—11-4 13.7—170 12.0—14.0

Obe gGe + B S pec.

merkwürdiger U-Gem-Stern [16] Sp.Ne irrtümlich zugeordnet: ist nicht Lee 130 [12] Sp. „T-Tauri-artig" [3] Z-.Cam-Stern Doppelstern, Überlagerungslichtwechsel ? ö-Cephei-Stern [17] _ ,,zweifellos T-Tauri-Stern" T-Tauri-Stern dKoe (Kont.), Fe (Metallabsorptionen), gF3e G5 (Kont.), A5 (HenryDraper-Katalog) Exnova [18] Z-Andromedae-Stern [19] roter Unregelmäßiger [3] Exnova [20]

17 Die „Bemerkungen" geben unter anderem Aufschluß über die reale Zugehörigkeit zur Gruppe der irregulären Hauptreihenveränderlichen. In einigen Fällen ist die bisherige Klassifikation in Anführungsstrichen eingetragen; falls die betreffenden Sterne hier zugehörig sind, ist dies vermerkt, im anderen Fall ist die richtige Zuordnung in Klammern beigeschrieben. Allgemein basieren Typenbezeichnungen ohne Anführungszeichen auf neueren photometrischen Beobachtungen. Die zugehörige Literaturstelle ist im Falle einer derartigen Änderung im allgemeinen ausdrücklich vermerkt. Man kann darüber im Zweifel sein, ob man Sterne wie Z Mic oder MS Aql überhaupt in obige Liste aufnehmen soll, wo doch ihr andersartiger Charakter jetzt zweifelsfrei feststeht. Ich möchte betonen, daß ich es aus einem speziellen Grund dennoch getan habe, nämlich deshalb, um zu zeigen, wie oft eine für sicher gehaltene Klassifikation grundlegend geändert werden mußte, entweder nach genaueren photometrischen Beobachtungen oder auch nur durch Kenntnis eines neubestimmten Spektraltyps und nachfolgende Neureduktion älterer Beobachtungen. Eine weitere kritische Bemerkung soll nicht unterdrückt werden. Sie betrifft die Auswertung von Beobachtungen, die an roten Sternen auf Platten angestellt werden, welche mit Astrographen routinemäßig aufgenommen wurden. Wechselnde atmosphärische Verhältnisse, vor allem aber Fokusdifferenzen von Exposition zu Exposition können erfahrungsgemäß die Sternbildchen derartig beeinflussen, daß ein Lichtwechsel von mehreren Zehnteln einer Größenklasse vorgetäuscht wird. Folgen die Aufnahmen kurz aufeinander, so erscheint auf diese Weise das Objekt als rasch und unperiodisch veränderlich, wogegen visuelle Beobachtungen gegebenenfalls nur einen langsamen Lichtwechsel erweisen. Typische Beispiele hierfür finden sich unter den M-Sternen obiger Tabelle. Einige weitere früher fälschlich zugeordnete Sterne werden in den folgenden Abschnitten III und IV besprochen werden.

III. Der Lichtwechsel

Nachdem im vorigen Abschnitt unter allgemeinen Gesichtspunkten eine Übersicht gegeben wurde, müssen nun die Besonderheiten von Lichtwechsel und Spektrum der betrachteten Sterne genauer charakterisiert werden. Photometrisches und spektrales Verhalten sind beide zur Definition verwendet; das erstere soll uns zunächst beschäftigen, das zweite im Abschnitt IV.

a) F o r m e n des L i c h t w e c h s e l s Es ist eine merkwürdige Tatsache, daß über den Lichtwechsel des Sterns, der seit dem Jahre 1933 einer Gruppe von Veränderlichen als Prototyp dient, erstaunlich wenig bekannt ist: gemeint ist R W Aur. Zur Beschreibung der Art seiner Variabilität dienen gewöhnlich die Worte „rasch, unperiodisch und große Amplitude", ohne daß bis jetzt die vorliegenden Beobachtungen genügen, auch nur für begrenzte Zeitabschnitte eine zusammenhängende Lichtkurve abzuleiten, obwohl der Stern von vielen Seiten beachtet worden ist [21], [22] und seine günstige Stellung in den langen Winternächten dichte Beobachtungsreihen ermöglichen würde. Tatsächlich ist nicht einmal die Abwesenheit quasiperiodischer Schwankungen hinreichend sicher erwiesen. 2

i8 Es sollte ein leichtes sein, unter den Beobachtern der Nordhalbkugel einige ,,RWAurigae-Monate" zu organisieren mit dem Ziel, in der betreffenden Zeit den Stern trotz der Rotation der Erde nicht aus dem Auge zu verlieren. Es sei daran erinnert, daß HOFFMEISTEE ein ähnliches Programm für gewisse Veränderliche des Südhimmels bereits 1952/53 durchgeführt hat, und zwar mit bestem Erfolg [17] (siehe unten). Der Verfasser hat den Stern R W Aur (zusammen mit R R Tau) auf etwa 650 Sonneberger Überwachungsplatten nach der Argelanderschen Methode beobachtet [23], Es war zwar nicht zu erwarten, daß eine zusammenhängende Lichtkurve im oben geschilderten Sinn dabei erhalten wird, weil hierzu die zeitliche Verteilung von Überwachungsaufnahmen nicht geeignet ist. Jedoch konnte leicht eine zuverlässige Häufigkeitsverteilung der beobachteten Helligkeitswerte abgeleitet werden, da das zugrundeliegende Plattenmaterial ziemlich homogen ist. Solche Häufigkeitsverteilungen dienen uns dazu, zunächst drei grundsätzlich verschiedene Typen des Lichtwechsels bei Hauptreihenveränderlichen zu unterscheiden: Grundform a keine wesentliche Bevorzugung einer Helligkeit b Bevorzugung des hellen Lichtes d Bevorzugung des schwachen Lichtes. Eine derartige Einteilung ergibt sich zwangsläufig beim Studium einer Anzahl Lichtkurven beziehungsweise Häufigkeitsverteilungen (Abb. 1).

A b b . 1. Häufigkeitsverteilungen der Helligkeitswerte für die drei Hauptformen von Hauptreihenveränderlichen; a und b vereinfacht nach [17].

19

Diese Grundformen werden nun weiter aufgegliedert, so daß die folgenden sieben Formen zu definieren sind: ax Lichtwechsel rasch, Quasiperiodizität nicht bemerkt, Amplitude > 1T5 (RW Aur) a 2 wie oben, aber zum Teil quasiperiodisch (T Cha) Cj wie a, aber Amplitude < il'S c2 Lichtwechsel im wesentlichen nicht rasch, lange Wellen (T Tau) (die Sterne unter c werden im allgemeinen als RW-Aurigae-ähnlich, RWs, bezeichnet)

mv 10

11

242 8450

8500

Abb. 2. Typische Lichtkurven der wichtigsten Formen. Teil I

bj algolähnliche unperiodische Minima, Dauer von der Größenordnung i d (BO Cep) b2 Minima wochenlang, Lichtwechsel nicht sehr rasch (T Ori, SV Cep) d Flackersterne, vom fast konstanten Minimallicht aus Ausbrüche in einzelnen Emissionslinien (HD 234677) oder im Kontinuum (UV Ceti), Dauer bis 1 Stunde; isolierte Objekte in Sonnennähe (flare-stars) oder gebunden an Assoziationen in Nebeln (flash-stars). Die Abb. 2 (Seiten 19, 20) zeigt charakteristische Ausschnitte aus Lichtkurven typischer Sterne. Weitere Klarheit über das photometrische Verhalten der zur Debatte stehenden Sterne werden vor allem lichtelektrische Reihenbeobachtungen bringen, wie sie als 2*

20

Teilaufgabe des neuen Sonneberger 6o-cm-Spiegels geplant sind. Leider sind die größeren existierenden lichtelektrischen Instrumente fast ausschließlich zur Beobachtung von Standardhelligkeiten oder von periodischen Sternen eingesetzt, und für die Untersuchung irregulärer Veränderlicher bleibt wenig Gelegenheit. Immerhin hatte sich auf Anfrage des Verfassers Dr. P. L e n o u v e l bereit erklärt, die Sterne T Tau und RW Aur mit dem öo^cm-Spiegel des Observatoire du Pic-du-Midi in zwei Nächten kontinuierlich zu beobachten [28]. Die Ergebnisse vorläufiger Untersuchungen sind mv

b, BO Cep

12

13

"V

Y"'""

" " V

2430100

0150

T

•

0200

0250

mv

b2 T Ori

10

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/

12

'

1

1

•

\\.JV>

V

1

•

2425900

• 6000

5950

dUVCet

mv

(Extremfall) 7 8 9 10 11 12 1052 Sept. 25

1 1

1

2

i

1

h 3

w z

Abb. 2. Typische Lichtkurren der wichtigsten Formen. Teil 2.

zusammen mit solchen von RR Tau inzwischen veröffentlicht [29]. Das Material umfaßt jeweils ein Werte-Tripel V, B—V und U — B pro Nacht, und zwar 17 für T Tau, 9 für RR Tau und 6 für RW Aur. Es ist nicht uninteressant, daß diese Ergebnisse, so spärlich sie zunächst sind, ihrem Charakter nach völlig mit den photographisch erhaltenen Beobachtungen übereinstimmen [23], [24] (vergleiche Abb. 2 und 3). Wieder wird die Langsamkeit der Lichtschwankungen von T Tau bestätigt, die im Gegensatz zu den von W e s t o n und A l l e e ([30], S. 251) beobachteten oft innerhalb 24 Stunden erfolgenden Änderungen im Absorptions- und Emissionsspektrum steht. Wir wollen hier auf die verschiedenen Übergangsformen und abnormalen Fälle nicht eingehen und, um das Prinzipielle desto besser hervortreten zu lassen, auch nicht

21

auf die mannigfachen Schwierigkeiten, die immer wieder bei der photometrischen Klassifikation von RW-Aurigae-Sternen und ihren Varianten auftreten, wenn spärliches oder unangemessenes Beobachtungsmaterial vorliegt.

2435540

5545

5540

5545

Abb. 3. Photoelektrische Beobachtungen von T Tau, RW Aur und RR Tau nach [29].

Erwähnt sollen nur die früher als RR-Lyrae-ähnlich bezeichneten Sterne RT TrA, V 553 Cen, Z Mic und V 733 Aql werden, die sich als streng periodische Objekte erwiesen [10], [17], [121] und der-Veränderliche EM Cyg, den man zunächst zum Prototyp einer Unterart der (M)

Tau-N

Tau-S

Ori-N

Tau-N

Tau-S

Ori-N

8.0 10.5

7-5 10.0

5-3 7.8

0.60 1.00

0.51 0.92

0.12 0.56

HARO—JOY

75%

JOY

367%

Wir sehen, daß schon durch die in der kleinen Tabelle dargelegte Überschlagsrechnung, in die eine Anzahl stark vereinfachender Hypothesen eingehen, die richtige Größenordnung der Zahl der von HABO zusätzlich aufgefundenen T-Tauri-Sterne herauskommt. Die hohe Flächendichte von Veränderlichen im Aggregat Orion-Nord, auf die HARO aufmerksam macht, erklärt sich also zwanglos durch die große Entfernung. Auf die Assoziation in N G C 2 2 6 4 Mon wurde oben schon verschiedentlich Bezug genommen, und sie wird uns auch in Abschnitt I X noch eingehend beschäftigen. Die erwähnten Arbeiten [59] und [61] liefern (ra — 71f)pg = 9™7, Absorption o m 2, A

ferner

N(8.8)

=

140

und

F =

für den zentralen Teil. Wir erhalten

0.3 1

(?red

= 7 9 ° PC>

0.73

. 140 320 pc id =

0.60 p c

3

.

Eine wider Erwarten sehr dicht gedrängte Assoziation finden wir i n I C 3 4 8 P e r . Die in der Tabelle D angeführten Literaturstellen [62] und [63] liefern den scheinbaren pg. Distanzmodul (m — M)pg — io m 5, den wahren visuellen F 0 — M0 = 7^9, also A.= u n d m i t N(9.0)

=

380

pc,

16 u n d F — 0.1 D 0 : 1

16

Qna = — ; '7 0.76 6.9

3 = 3-0 pc 3.

pc J

Das Aggregat nahe £ Ori, in IC 434 Ori, können wir in zwei benachbarte Assoziationen aufspalten, die je eine Fläche von f = an der Sphäre einnehmen. Leider ist bisher nur der Spektraltypus eines einzigen in der Gegend stehenden RW-AurigaeSterns bekannt geworden, nämlich von RY Ori: F6e. Die Bestimmung eines scheinbaren Entfernungsmoduls ist daher nicht möglich, zumal RY Ori wenig untersucht und seine reelle Zugehörigkeit zur Assoziation sehr zweifelhaft ist. Wir schließen uns daher der von CEDERBLAD [ 6 9 ] vertretenen Meinung an, daß der Pferdekopfnebel IC 434 ein Bestandteil des großen Nebels im Orion ist, und benutzen dementsprechend

35 die weiter unten für M 42 gegebenen Daten, nämlich (m — ilf) pg = 9™2, A = 385 pc. Die Zusammenfassung der erwähnten beiden Teilgebiete gibt mit N(8.3) = 80 ^red

1 80 0^65 ' 2~^26pc® = °- 2 3P c_3
3.43 nur in ^ ^ der Fälle zufällig auftritt und unser i-Wert noch oberhalb des eben genannten liegt. Zusammenfassend läßt sich demnach sagen, daß die aus den Übersichten dieses Abschnittes ersichtlichen Zusammenhänge zwischen den Beobachtungsgrößen der Veränderlichen in NGC 2264 als reell zu erachten sind. Qualitativ ergibt sich also das folgende Bild: T y p u s des Lichtwechsels ruhig aktiv

Ha-Emiss.

stark schwächer'

Mittlerer Farbindex

Blauanteil im Lichtwechsel

Absorption der Dunkelmaterie

klein größer

stark geringer

groß geringer

Besonders bemerkenswert sind die unter 1. und 3.'auf Seite 70 genannten Korrelationen, in welche die H a -Intensität eingeht: Da letztere zu einer ganz anderen Zeit bestimmt worden ist als die beiden ihr gegenübergestellten Größen (Art des Lichtwechsels und mittlerer Farbindex), haben wir zu folgern, daß alle drei Kennzeichen im wesentlichen zeitunabhängig sind. Damit werden wir zu der Hypothese geführt, daß die über alle Phasen des Lichtwechsels gebildeten Mittelwerte der Beobachtungsgrößen H a - (bzw. H, K) Intensität und mb — mp sowie var. und g ist natürlich rein zufällig. Trotzdem möchte ich annehmen, daß der größenordnungsmäßigen Übereinstimmung dieser beiden Zahlen eine reelle Bedeutung zukommt. Rein zahlenmäßig gesehen ergibt sich also — vorsichtig ausgedrückt — nicht unbedingt ein Widerspruch zu der Annahme, daß die hier behandelten veränderlichen Sterne geringer Leuchtkraft mit den „eben entstandenen" Sternen, die sich „auf dem Wege zur Hauptreihe" befinden, identisch sind, bzw. daß ein merklicher Bruchteil der heute in der weiteren Sonnenumgebung existierenden Sterne das Stadium der irregulären Veränderlichkeit des erweiterten RW-Aurigae-Typus durchlaufen hat. Unter diesen freilich etwas hypothetischen Gesichtspunkten betrachtet, gewinnt das Studium der so lange vernachlässigten irregulären Veränderlichen geringer Leuchtkraft heute eine Bedeutung, an die noch vor weniger als 20 Jahren nicht im geringsten zu denken war. Es ist mir eine angenehme Pflicht, meinen verehrten Lehrern, den Herren Professoren C. HOFFMEISTER und H. LAMBRECHT, für ihr stetes Interesse am Fortgang dieser Arbeit meinen Dank auszusprechen. Ferner danke ich den Herren Dr. G. H. HERBIG, Lick-Observatory (USA), A. F . JONES, Timaru (Neu-Seeland), Dr. F . LENOUVEL, Pic du Midi (Frankreich), und meinen Kollegen an der Sternwarte Sonneberg für spezielle Beobachtungen oder Hilfe bei der Aufklärung schwieriger Fälle.,

6

LITERATURVERZEICHNIS [ 1 ] LUDENDORFF, H . : H a n d b u c h d. A p h . VI, 244. [ 2 ] KUKARKIN, B . W . , PARENAGO, P . P . , EFREMOW, J . I . , CHOLOPOW, P . N . : G e n e r a l k a t a l o g

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Ergänzung zur ersten Ausgabe des GCVS. [4] BECKER, W. : Sterne und Sternsysteme, Dresden und Leipzig 1950. [ 5 ] HOFFMEISTER, C. : A N 278, 24.

[6] HOFFMEISTER, C. und Mitarbeiter: Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße, I bis VIII in KVBB und VSS. [ 7 ] KTJKABKIN. B . W . , PARENAGO, P . P . , EFREMOW, J . I . , CHOLOPOW, P . N . : K a t a l o g d e r d e r

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[10] HOFFMEISTER, C.: VSS 3, H e f t 1. [11] WENZEL, W . : M V S 3 3 8 — 3 3 9 .

[12] GÖTZ, W. : Private Mitteilung. [ 1 3 ] FRIEDEMANN, CH.: M V S 2 1 5 .

[ 1 4 ] KUEOTSCHKIN, N. E . : V S 8, H e f t 5. [ 1 5 ] PAYNE-GATOSCHKIN, C. : H A 1 1 8 , H e f t 19. [16] JOY,

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[ 1 7 ] HOFFMEISTER, C.: VSS 3, H e f t 3. [ 1 8 ] E L V E Y , C. T . u n d BABCOCK, H . W . : A p J 97, 424. [ 1 9 ] WENZEL, W . : M V S 2 0 3 ; 205. [20] BUBBIDGE, E . M . u n d BURBIDGE, G . R . : A p J 1 1 8 , H e f t 2.

[21] PRAGER, R. und SCHNELLER, H.: Geschichte und Literatur der veränderlichen Sterne, 2. Ausgabe, I—IV, Berlin 1934—1957. [22] CHOLOPOW, P . N . : V S 1 0 , 390. [ 2 3 ] WENZEL, W . : M V S 3 4 1 — 3 4 2 .

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[34] JOY,

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GÖTZ,

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123]

HOFFMEISTER,

139.

C.: Mündliche Mitteilung.

1 2 4 ] WENZEL, W . : M V S 547—548.

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ARTIUCHINA,

N. M.: Russ.

A J

36, 832.

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129]

SCHMIDT,

310.

M.: A d'Aph Supp 8.

In der gleichen Schriftenreihe erscheint im H e r b s t

1961:

Band V, Heft 2 W O L D E M A R GÖTZ

Photographische Untersuchungen an R W-Aurigae-Sternen in den Dunkelgebieten von Taurus und Orion Etwa 88 Seiten — 10 Abbildungen — 60 Tabellen — gr. 8° — etwa DM 13,—

Sterne entstehen wahrscheinlich in interstellaren Gas- und Staubwolken. Es sind dies Sterne mit großer Dichte und relativ niedrigen Temperaturen. Das Verhalten und die Eigenschaften dieser Sterngruppe sind noch wenig bekannt. Der Verfasser untersucht in dieser Arbeit junge Steme in den Dunkelgebieten von Taurus und Orion. E r p r ü f t ihre Veränderlichkeit und bestimmt die Art und Eigenschaften ihres Lichtwechsels. Ferner untersucht er ihr Verhalten auf in unterschiedlichen Farbbereichen empfindlichen Platten in Abhängigkeit vom bekannten Spektraltyp. Von besonderer Bedeutung ist eine Beziehung zwischen der Intensität des von den Sternen ausgestrahlten roten, von der Wasserstofflinie H a herrührenden Lichtes und der Anzahl der diese Objekte umgebenden Feldsteme. Sie weist darauf hin, daß die jungen Sterne noch mit den Dunkelwolken in Verbindung stehen. Ihr Verhalten wird demnach nicht nur durch die N a t u r der Sterne selbst, sondern auch durch die Materie der Dunkelgebiete bestimmt. Die untersuchten Sterne beider Gebiete zeigen gleiches Verhalten und gleiche Eigenschaften, so daß darin allgemeine Merkmale des Sterntyps vermutet werden können.

Bestellungen

durch eine Buchhandlung

A K A D E M I E - V E R L A G

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B E R L I N

I m A u g u s t 1961

erscheint:

B O R I S J. L E W I N

Physikalische Theorie der Meteore und die meteoritische Substanz im Sonnensystem Übersetzung aus dem Russischen; herausgegeben von Nikolaus Richter (Scientia Astronomica, B a n d 4) 350 Seiten — 30 Abbildungen u n d 42 Tabellen— gr. 8° — Ganzleinen etwa DM 64,—

Die Monographie ist f ü r die deutschsprachige Literatur auf diesem Gebiet unentbehrlich. Aus dem umfangreichen Autorenverzeichnis ist zu entnehmen, daß bei Abfassung des Werkes die moderne L i t e r a t u r bis zum J a h r e 1955 berücksichtigt wurde. Die im Titel angegebenen Wissensgebiete werden im Text umfassend behandelt. Der Autor geht dabei von umfangreichen experimentellen Erkenntnissen-aus. Dem Werk ist eine kurze Übersicht über die Entwicklung der Theorie der Meteore vorangestellt. Der zweite'Teil des Buches ist der meteoritischen Substanz i m Sonnensystem (genauer in der Umgebung der E r d b a h n ) gewidmet. Bei der Vorbereitung der vorliegenden Übersetzung wurden nach Möglichkeit die in den letzten J a h r e n erschienenen Arbeiten berücksichtigt.

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