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24 1 A. Allgemeines. Um die Helligkeit verschieden gefärbter Sterne ausdrücken zu können, hat man eine Curve oder eine Zahlenreihe anzugeben, durch welche die Intensität des Spectrums bei verschiedenen Wellenlängen dargestellt wird. Pickering nimmt die Intensität der Region bei Hy, nahe in der Mitte des photographischen Spectrums, als Einheit, die Intensitäten werden logarithmisch angegeben. Pickering theilt von 8 Sternen die Intensitäten an 13 Stellen des Spectrums zwischen 390 und 510 mit, bezogen auf die Hellig- keitsvertheilung bei der Sonne. Bei den Spectren des I. Typus tritt die verhältnissmässig grosse Intensität im Ultraviolett sehr deutlich hervor. E. C. Pickering. The Discovery of Double Stars by means of their Spectra. Astr. Nachr. 127, 155f. Ref.: Naturw. Rundsch. 6, 363. Observ. 14, 243. Bei manchen Doppelsternen ist die hellere Componente gelb, die schwächere blau, das Spectrum der ersteren vom II. und das des Begleiters vom I. Typus. Sind die beiden Sterne einander sehr nahe, so das ihre Spectra sich theilweise überlagern, so erhält man ein Spectrum, das gleichzeitig die Merkmale des I. und II. Typus besitzt. Solche Sternspectra sind am Himmel nicht selten und wären hiernach zu erklären als Spectra unauflöslicher Doppel sterne, deren Componenten verschiedenem Typus angehören. Da die zwei Componenten entgegengesetzte Bewegung besitzen, so wird, wenn die Bahn einen nicht zu kleinen Winkel mit der Himmels fläche bildet und also ein Theil der Bewegungen in die Gesichts linie fällt, das eine Spectrum etwas gegen das andere verschoben sein, die Wellenlängen der vorwiegend beim II. Typus auftretenden Metalllinien werden eine systematische Differenz zeigen gegen die Werthe, welche den beim I. Typus besonders stark hervortretenden Wasserstofflinien entsprechen würden. Ein solcher Stern ist Prokyon. Hier hat Pickering auf vier Aufnahmen des Spectrums die Linien Hy und Hö nebst je sechs feinen Nachbarlinien gemessen. Die Wellenlängen dieser 12 Metalllinien wurden Rowland’s photo graphischem Sonnenspectrum entnommen. Für die Wasserstofflinien ergaben sich dann die Wellenlängen 434,09 + 0,005 und 410,22 i 0,004 fifi. Im Sonnenspectrum (Rowland’s) sind die Werthe um je 0,03 uu kleiner. Dies würde einer relativen Geschwindig keit des schwächeren Sternes von 20 km entsprechen. Es wäre freilich noch zu untersuchen, ob jene Differenz nicht von einer
