Sitzungsberichte der
Heidelberger Akademie der Wissenschaften

4(A14)

Max Wolf:

bestehen. Das Spektrum von 35.4013 ist mit größerer Sicherheit
zu messen als jenes von 36,3956, welches viel verwaschener ist.
Aber auch das Spektrum von 35.4013 ist recht verwaschen und
bietet in den weniger ausgesprochenen Emissionen mancher
Willkür Raum.
Das Spektrum des Sternes 35.4001 ist etwas präziser als das
der beiden vorangehenden; aber die Bänder sind doch bei ihrer
großen Breite recht schwierig zu lokalisieren. Der Charakter
dieses Spektrums ist wieder wesentlich verschieden von dem der
beiden anderen Arten und ähnelt mehr demjenigen der Novae
in dem späteren Stadium ihrer Entwicklung.
Auf der beigegebenen Tafel sind die Bilder der vier Spektren
mit ihren Vergleichs-Eisenspektren in etwa elffacher Vergrößerung
der Originale wiederzugeben versucht worden. Man erkennt
deutlich die große Verschiedenheit der drei Typen, und es hält
schwer, die Sterne als Angehörige derselben Gattung aufzufassen.
In der folgenden Zusammenstellung der Resultate sind einige
Abkürzungen benutzt:

M
= Maximum eines Emissionsbandes,
C
= Mitte eines Emissionsbandes,
a
= Mitte des Anhanges eines solchen,
[]
= Mitte eines Absorptionsbandes,
br
= breit,
h
= hell,
m
= matt, schwach,
1
^ lang
schm
= schmal,
verw
= verwaschen,
s
= sehr,
z
= ziemlich.

Die in der dritten Rubrik gegebenen Intensitäten bedeuten
nur die relativen Intensitäten in einem Spektrum, und sie lassen
keinen Vergleich zwischen den Spektren der verschiedenen Sterne zu.
In der Rubrik C sind die von CAMPBELL 1. c. gefundenen
Werte der Wellenlängen zum Vergleich beigefügt; beim Stern
35°.4001 unter P auch die Wellenlängen von PicKERiNG^, wie
sie bereits CAMPBELL in seiner Abhandlung mit anführt.

1 Proc. R. 80c. 49, pg. 36, 1890.