Sitzungsberichte der
Heidelberger Akademie der Wissenschaften

Über zwei Wolf-Rayet-Sterne.

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exponiert, die Stellen im äußersten Ultarviolett einerseits und im
Blauen andererseits richtig belichtet sind, konnte eine Bestimmung
der Wellenlängen in diesen Gebieten der Sternspektren erfolgen.
Dabei muß aber bemerkt werden, daß diese Grenzgebiete nicht
mehr scharf ausgezeichnet sind. Im Ultravioletten ist zwar die
Schärfe noch ziemlich gut; aber im Blauenist sie sehr mangelhaft. Ich
habe das auch schon in früheren Mitteilungen hervorgehoben, und ich
kann nicht vorsichtig genug auf dieser Seite meiner Spektren sein.
Um die Gegend von 480 jx scheinen sich die Linien zu verdoppeln.
Die Wellenlänge der neuen Emission 3483 wird deshalb auf
1 bis 2 Angströmeinheiten sicher sein, während die Wellenlängen
von 4590 an aufwärts sehr unsicher ausfielen, sodaß ich vorzog,
hier auf die letzte Stelle in den Ziffern zu verzichten.
Im ganzen sind die Messungen auf Platte 1094 am besten aus-
zuführen gewesen, was ja auch so sein mußte, weil das dabei be-
nutzte Kameraobjektiv längere Brennweite besaß.
Die Absorptionslinie um [3868] ist ein Objekt, das beim ersten
Blick auffällt; auf den Negativen viel mehr als auf den hier abge-
bildeten Positiven. Die Linie ist etwa 3 — 6 Angströmeinheiten
breit, recht lang und durchschneidet das Spektrum so kräftig,
daß man dadurch das Spektrum sofort wiedererkennt. Trotzdem
ist die Linie bei längerer Belichtung im Innern nicht dunkel,
sondern es treten, abgesehen von der an der violetten Seite herein-
ragenden Emission 3861, schwache Lichter in sie hinein.
Die beiden hellen Bänder 4057 und 4022 tragen beide auf der
langbelichteten Platte in ihrer Mitte eine dunkle, ziemlich scharfe
Andeutung einer Umkehrung (Absorption).
Vergleicht man die Wellenlängen der obigenTabelle mit jenen des
früher8 behandelten Wolf-Rayet-Sternes -f- 35°.400i, so erkennt
man sogleich die große Ähnlichkeit der beiden Spektren, auf die
bereits Campbell (1. c.) hingewiesen hat. Die Übereinstimmung
ist überraschend groß, und doch zeigen sich in den Lagen von
offenbar sich entsprechenden Linien merkwürdige Abweichungen.
Ich habe daher das Spektrum von 35.4001 noch mehrmals Seite
an Seite mit jenem von 37.3821 durchgemessen, wobei die Platten
D 1094 und D 1041 (1. c.) benutzt wurden.
Ich stelle die Wellenlängen der wichtigsten Emissionen beider Sterne
in der folgenden Tabelle nebeneinander. Dazu setze ich die Zahlen,
wie sie von Pickering und Campbell (1. c.) angegeben worden sind.
8 S.-B. d. Heidelberger Ak. d. Wiss., Abt. A, 1913, Nr. 14, pg. 12.