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Zoologisch-Botanische Datenbank/Zoological-Botanical Database

Digitale Literatur/Digital Literature

Zeitschrift/Journal: Denkschriften der Akademie der Wissenschaften.Math.Natw.Kl. Frueher: Denkschr.der Kaiserlichen Akad. der Wissenschaften. Fortgesetzt: Denkschr.oest.Akad.Wiss.Mathem.Naturw.Klasse.

Jahr/Year: 1946

Band/Volume: 106

Autor(en)/Author(s): Himpel Kurt

Artikel/Article: 7. Die novaähnlichen veränderlichen Sterne. 1-55 Die zu dieser Arbeit gehörigen©Akademie Figuren d. Wissenschaften und DiagrammeWien; download unter sind www.biologiezentrum.at infolge der Kriegseinwirkungen leider in Verlust geraten und können, da der Autor sich im Ausland aufhält, auch nicht wiederbeschafft werden. Da die Arbeit auch so im wesentlichen verständlich ist, wird sie trotz dieses Mangels veröffentlicht.

DIE NOVAÄHNLICHEN VERÄNDERLICHEN STERNE VON KURT HIMPEL

VORGELEGT IN DER SITZUNG AM 28. X. 1943.

I. Einleitung und Allgemeines Kaum ein anderes Gebiet der veränderlichen Sterne hat jemals in kurzer Zeit so an Umfang und Bedeutung gewonnen, wie das der novaähnlichen Veränderlichen.1 So wurden in den letzten Jahren verschiedene Entdeckungen gemacht, die eine gangbare Brücke zwischen den Novae einerseits, den Veränderlichen anderseits geschlagen haben. Ganz besondere Hervor­ hebung verdienen hier u. a. das Wiederaufleuchten von RS Oph 1933, die Aufhellung von T Cr B 1938, das dritte Aufleuchten von Z And 1939, sowie nicht zuletzt der Nachweis des dreimaligen Aufleuchtens von U Sco, in diesem Falle mit einer Amplitude, die mit mehr als 9m nicht wesentlich hinter der der normalen Novae zurücksteht. Der Grund für ein solches Anwachsen wichtigen Beobachtungsmaterials liegt nur teilweise in der Vermehrung des Wissens von der Veränderlichen überhaupt; im wesentlichen ist es der Lichtwechsel der NV selbst, der zumeist Intervalle von der Größenordnung von Jahrzehnten zeigt. Während so praktisch bei allen anderen Veränderlichen Beobachtungszeiten von mehreren Monaten, höchstens einigen Jahren zur Festlegung des Licht Wechsels ausreichend sein können, ist bei den NV auch bei noch so intensiver Beobachtung erst nach Jahrzehnten eine zuverlässige Aussage möglich, d. h. nach einem Zeitraum, der für die überwiegende Mehrzahl der Ver­ änderlichen erst jetzt erreicht ist. Da bei der im Verhältnis zu anderen Veränderlichen äußerst geringen Zahl der NV jeder Erfolg von einer Erweiterung des Beobachtungsmaterials ab­ hängig ist, soll auch die Aufgabe der vorliegenden Arbeit vornehmlich in der Bearbeitung eines umfangreichen eigenen Beobachtungsmaterials liegen, dann aber auch in einer Unter­ suchung all solcher Fälle, bei denen sich novaähnlicher Lichtwechsel irgendwie vermuten läßt- Bisherige Arbeiten: Infolge ihrer geringen Zahl wurden die NV häufig nicht als selbständige Gruppe behandelt, sondern, vor allem in der älteren Zeit, meist bei den unregel­ mäßigen Veränderlichen mitgeführt oder überhaupt als solche klassifiziert. Zum ersten Male hat in einem ausführlichen Artikel Shapley2 über sie berichtet. Ludendorff3 widmete den NV ein besonderes Kapitel, desgleichen, wenn auch kürzer, Jacchia4. Während Ludendorff ausführlichere Betrachtungen über die Beziehungen zu den Novae anstellt, fehlen diese im Handbuchartikel von S tratton mehr oder weniger, offenbar deshalb, weil S tratton sich dort ausdrücklich zur Seeliger’chen Theorie der Novae bekannt hat, derzu- folge zwischen Novae und Veränderlichen eine größere Kluft besteht, als heute mit guten Gründen anzunehmen ist. Unter dem Eindruck des. allgemeinen Charakters des Nova­ phänomens wurden in späteren Darstellungen die NV vielfach bei den Novae aufgeführt. 1 Im folgenden stets als NV zitiert. 2 „Novae and variable stars“. P. A. S. P., 33, 185 (1921). 3 Hdb. d. Astroph., VI/2, 66, VII, 619, 4 Publ. Oss. Bologna, 2, 183 (1933). K. Himpel, Die novaähnlichen veränderlichen Sterne. 1 2 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; H imdownload pel, unter www.biologiezentrum.at

So in. der Zusammenstellung von Zinn er1, der auch (besonders S. 84) den Gedanken wieder­ holten Aufleuchtens der Novae diskutiert und dabei annimmt, daß diese Wiederholung in derselben Weise wie bei den NV, nur mit entsprechend größeren Intervallen stattfindet. Eine zusam m enfassende Darstellung von Novae und NV findet sich auch in dem Buche von G. Payne und S. Gaposchkin.2 In der zusammenfassenden Bearbeitung der Licht­ kurven der Novae durch Mc. Laughlin3 sowie schließlich in der Dissertation von Tuchen­ hagen4 wird an verschiedenen Stellen auf die NV eingegangen. In all diesen Arbeiten ist das Ziel tabellarische Wiedergabe oder auch Beschreibung der wenigen gesicherten Fälle. Die oben angedeutete Aufgabe vorliegender Arbeit wird dadurch nur noch unterstrichen. Ganz allgemein ist eine Vermehrung der NV auf folgende zwei Arten möglich: 1. Durch soweit als möglich vollständige Erfassung und Bearbeitung der Ver­ änderlichen bis zu einer möglichst weiten Größe herab, speziell in den Milchstraßen­ gebieten, wo bekanntlich die Novae und auch die NV eine besonders starke Konzen­ tration aufweisen. Da aber die bisher bekannten NV zahlenmäßig noch nicht 1% der Ver­ änderlichen ausmachen und zudem ihre Entdeckungswahrscheinlichkeit viel geringer ist, als die der Mehrzahl der übrigen Veränderlichen, könnte dieses Verfahren erst nach längerer Zeit zu brauchbarem Erfolg führen. 2. Angesichts des Umstandes der langen Beobachtungszeiten, die zur Fest­ legung des Lichtwechsels der NV erforderlich sind, wird der Weg des Aufsuchens eines NV unter den schon bekannten, aber hinsichtlich ihres Charakters noch nicht sicher ermittelten Veränderlichen, eventuell auch unter dazu geeigneten verdächtigen oder sonstwie vernachlässigten Sternen als mindestens ebenso aussichtsreich betrachtet werden können. Insbesondere dieser Weg wurde in der vorliegenden Arbeit einge­ schlagen. Es wurden in der dafür in Frage kommenden Literatur (in erster Linie G. und L., AN, BZ, den verschiedenen Harvard-Veröff., der Pop. Astr., den Gorki-Bulletins) alle Fälle, bei denen der Verdacht auf novaähnlichen Lichtwechsel irgendwie gerecht­ fertigt erschien, durchgeprüft, in fast allen Fällen auch durch Hinzufügung eigener Beobachtungen. Die selbstverständliche Grundlage eines derartigen Vorgehens wird dabei eine scharfe Definition, was als NV zu betrachten ist, sein müssen. Die geringe Zahl der sicher zu der Gruppe gehörenden Fälle in Verbindung mit der Tatsache, daß gerade unter den helleren NV einige völlig abnorme Fälle mitgezählt werden, erschwerte bisher eine scharfe Definition außerordentlich; außerdem wird bei keiner Gruppe von Veränderlichen ein so großes Gewicht auf den spektroskopischen Befund gelegt wie gerade bei dieser. Ein U Gem-Stern wird im allgemeinen auch ohne Beobachtung des Spektrums, allein auf Grund der Lichtkurve, alß solcher zu klassifizieren sein, bei den NV hat aber oft erst das Spektrum über die Zugehörig­ keit entschieden. Ein Verwandtschaftsdiagramm von unregelmäßigen Veränderlichen, ins­ besondere solchen von geringer absoluter Helligkeit, habe ich vor kurzem zu geben versucht.5 Es verbleibt daher nur noch, die Abgrenzung der NV zu den einzelnen Typen genauer fest­ zulegen. Die nächsten Verwandten der NV sind die Novae. Als Hauptunterschied zwischen beiden Gruppen wird im allgemeinen ein mehrmaliges Aufleuchten der NV angesehen. Doch ist man selbst in diesem Punkte nicht konsequent verfahren, da die Nova Sgr. Nr. 5 (1919) bereits 1901 aufgeleuchtet war. Ganz allgemein hat sich ferner gezeigt, daß die Maxima der NV sich von denen der Novae im allgemeinen durch 1. kleinere Amplitude, 2. kürzere Dauer des Maximums unterscheiden. Eines dieser Merkmale tritt jeweils besonders deutlich hervor. i A. N., 249, 69 (1933). „Variable Stars“, Hav. Monogr., Nr. 5 (1938). 3 Pop. Astron., 47, 1939, Heft X, XI, XII. ■1 „Die Neuen Sterne“. Diss. Berlin (1938). 5 „Die RW Aurigae-Sterne“. Himmelwelt, 52, .Heft 1/2, f>/6, 9/10 (1942). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne,. 3

Ich erwähne hier zwei besonders extreme Fälle, die aber trotzdem beide als typische NV gelten: U Sco, Amplitude > 9nl, aber äußerst kurzes Maximum; CM Aql sehr breites Maximum, aber Amplitude nur 2m. Anderseits kann mit ziemlicher Sicherheit behauptet werden, daß alle typischen Novae Amplituden von 10m besitzen. Bisherige scheinbare Ausnahmefälle sind zum Teil bereits aufgeklärt worden, so z. B. bei T CrB, V 732 Sgr als durch unaufgelöste Begleiter verursacht, und nach Mc. L aughlin liegt wahrscheinlich derselbe Fall vor bei Nova Cir (1906). Bei einer nicht geringen Zahl von Novae mit angeblich kleinen Amplituden ist das Maximum verpaßt worden; BT Mon. und GR Sgr. z. B. waren im Maximum wahrschein­ lich um ~ 5 Größenklassen heller, als zur Zeit der ersten Beobachtung. Kürzere Maxima scheinen bei einigen echten Novae angedeutet. Z. B. hatten T Cr B, Nova Aql (1899), Sgr (1913), FM Sgr und XX Tau verhältnismäßig rasche Maxima. Allerdings sei hier darauf hingewiesen, daß nicht allein der anfängliche Abfall, z. B. von 2m oder 3m ausschlaggebend ist, sondern die Gesamtdauer des Aufleuchtens, die in der Tat eine viel geringere Streuung aufweist als der anfängliche Abfall und meist mehr als sechs Jahre beansprucht. Bei den echten NV hingegen, wie T Pyx und RS Oph, war auch das Gesamtaufleuchten viel kürzer (Größenordnung 10—20% der der Novae). Der spektrale Verlauf des Novaprozesses ist bei den einzelnen Novae im allgemeinen komplizierter und noch individueller als der photometrische. Es lassen sich aber auch hier allgemeine Züge feststellen, wie das in den ausführlichen Darstellungen,1 auf die verwiesen werden muß, im einzelnen auseinandergesetzt ist. Die spektroskopisch wichtigen Stadien spiegeln sich in den Hauptstadien der Lichtkurven wider. Als wichtigstes Ergebnis über die Verwandtschaft mit den NV kann festgestellt werden, daß in allen Fällen das Spektrum der NV zur Zeit ihrer Aufleuchten dem der Novae bis in die Einzelheiten glich. Der Haupt­ unterschied war, ganz in Übereinstimmung mit dem photometrischen Befund, ein in jeder Hinsicht geringeres Ausmaß des Gesamtprozesses. Eine für das Problem besonders weittragende Komplikation brachte nun das Ergebnis mit sich, daß sich für sämtliche typischen Stadien des Novaprozesses Analogien unter den normalen, zum Teil sogar wenig oder überhaupt nicht veränderlichen Sternen fanden. Dem Spektrum der Novae kurz vor dem Maximum weitgehend ähnlich ist z. B. das Spektrum des Überriesen a Gyg, dessen Atmosphäre sich ebenfalls im Zustand der Expansion befindet. Der Stern zeigt aber nur ganz minimale Helligkeitsschwankungen und scheint auch in den letzten Jahrtausenden nicht merklich veränderlich gewesen zu sein.2 Die Spektren der 0-Sterne zeigen die engsten Beziehungen zum postmaximalen Spektrum, und trotzdem sind nur sehr wenige, wie z. B. Y CrA, stärker veränderlich. Sehr weitgehende Ähnlichkeit zum späteren postmaximalen Zustand zeigen schließlich die planetarischen Nebel; trotzdem kann aus hier nicht näher zu erörternden Gründen nicht die Rede davon sein, daß sich etwa alle Novae zu planetarischen Nebeln entwickeln würden. Wenn also auch ein Studium dieser spektroskopischen Analogien als wichtiger Beitrag zum Novaproblem gewertet werden darf, so ist doch, um nicht von dem eigentlichen Begriff des Novaprozesses zu weit abzukommen, das Hauptgewicht auf akute Stadien der Lichtkurve zu legen. Ganz besonders unter­ strichen wird dies durch das heute besonders aktuelle Problem der Beziehungen der Novae bzw. NV zu den Sternen, die ein sogenanntes P Gyg-Spektrum (Typus Be pec) zeigen. Die beiden extremen Fälle wären dann: 1. Die Beziehungen sind rein formal, nicht enger als zu den vielfach permanente Novae genannten Sternen, wie a Gyg oder den O-Sternen. 2. Die P Gyg-Sterne sind eine besondere Art Novae oder NV. Wodurch ein P Gyg-Spektrum zu­ stande kommt, ist noch nicht restlos geklärt. Einige Beobachtungstatsachen, so z. B. enges Zusammenstehen einiger dieser so seltenen Sterne, sprechen für Mitwirkung äußerer Faktoren 1 Hdb. d. Aph., VI/2; T u ch en h agen , 1. c.; G aposchk in, 1. c., vgl. auch M c.L aughlin, Pop. Astr., 46, 3G1 (1938). - Für einen derart auffälligen Stern ist die, Annahme, daß eine Veränderlichkeit, falls sie > + 1 ’" gewesen wäre, hätte bemerkt werden müssen, wohl zulässig. 4 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

(etwa Nebelmassen um heiße Sterne), ebenso wie der Umstand, daß die absoluten Hellig­ keiten der P Cygni-Sterne außerordentlich stark streuen (zwischen — 8M und -f- 6M) und wir es also hier keinesfalls mit einer homogenen Gruppe zu tun haben. Bei einigen ändern P Cyg- Sternen, vor allem jenen mit größerem Aufleuchten, scheint es sich um eine innere Ursache zu handeln (z. B. P Cyg selbst sowie AG Peg). Unregelmäßige Veränderlichkeit kann auch nicht als genügendes Kriterium bewertet werden, nachdem zirka ein Drittel aller Be-Sterne veränderlich sind und bei fast allen Veränderlichkeit des Spektrums gefunden wurde. Man wird also vorsichtigerweise nur diejenigen P Cygni-Sterne zu den NV zählen dürfen, bei denen größere Aufhellungen beobachtet worden sind. (Vgl. auch S. 44.) Auch nach der Seite der kleinen Aufleuchten hin ist die Abgrenzung nicht immer scharf gefaßt worden. Eine größere Anzahl von im allgemeinen kurzen Aufleuchten (Dauer ~ 4d—20d) ist das Hauptkriterium für die Zugehörigkeit zu den U Geminorum-Sternen oder, falls das Minimum nicht konstant ist, bzw. im absteigenden Ast Stillstände Vorkommen, den Z Cam-Sternen. Daß auf die mehrfache Wiederholung der Aufleuchten in der Tat das Hauptgewicht gelegt wird, beweist die Tatsache, daß verschiedene U Gem-Sterne (z. B. UV Per, AW Gem.) anfänglich für Novae gehalten wurden. Das mittlere Intervall ist für eine größere Zahl solcher Sterne ~ 60d bei den U Gern-Sternen und 23d bei den Z Cam-Sternen. Die Grenzen sind besonders bei den ersteren recht weit, etwa 10d—1000d. Eine strenge oder auch nur genäherte Periodizität1 ist bei diesen Sternen im allgemeinen nicht festzustellen, es herrscht eine Art mittleres Intervall vor, dessen Extrema weit auseinanderliegen können (z. B. bei U Gern 62d—257d, bei SS Cyg 20d—89d). Die Höhe der Aufleuchten gilt hingegen nicht als ausschlaggebend: UU Aql hat 6m Amplitude und dabei äußerst raschen Anstieg, gilt aber wegen seines Intervalles von im Mittel 60d als typischer U Gern-Stern. CM Aql mit nur 2m Amplitude gilt bei seinem Intervall von 11 Jahren als typischer NV. Besonders unterstrichen wurde die Verwandtschaft dieser Gruppe zu den NV durch eine von K ukarkin2 gefundene statistische Beziehung zwischen der Amplitude des Auf­ leuchtens und dem dazwischenliegenden Intervall, der sich eine Reihe von Sternen beider Gruppen gut einfügten. Völlig herausfallende Fälle kommen aber auch vor, um noch einmal die obengenannten CM Aql und UU Aql gegenüberzustellen. Es kann anderseits kein Zweifel bestehen, daß zu einer solchen Gesetzmäßigkeit nicht nur die Höhe des Maximums, sondern vor allem die Gesamtausstrahlung beim Aufleuchten herangezogen werden muß. Dann fallen Sterne wie CM Aql einerseits, U Scor anderseits nicht mehr so stark nach unten bzw. oben heraus, und für normale Novae errechnet sich dann ein Zyklus von ~ 1 0 5 Jahren an Stelle einiger 103 Jahre bei K ukarkins Formel. Von Bedeutung ist hier jedenfalls die Tendenz, daß dem höheren und breiteren Maximum ein längeres Intervall vorangeht; bei Mira-Sternen z. B. ist auffallender­ weise das Gegenteil der Fall, ebenso wie auch bei der Sonnenfleckenkurve. Erst aus allerletzter Zeit liegen systematische spektroskopische Untersuchungen an U Gern- und Z Cam-Sternen vor,3 nachdem bisher eine genauere Aussage überhaupt nur bei SS Cyg möglich war. Danach dürfte es sich um Sterne mit relativ frühem Sonderspektrum (etwa Typus A—B) handeln. Im Maximum ist Wasserstoff in Absorptionslinien zu erkennen, im Minimum treten breite Emissionen auf bei röter werdenden Kontinuum. Dieser Befund ist in Übereinstimmung mit den bisherigen Beobachtungen des Farbenindex.4 Das Spektrum hat also die in der Lichtkurve angedeutete Verwandtschaft beider Gruppen noch weiter bestätigt. Während ohne jeden Zweifel diese beiden Gruppen die auch innerlich nächsten Ver­ wandten der NV sind, gibt es noch einige Veränderliche, bei denen, zunächst mindestens

1 Eine gewisse Ausnahme bildet aber z. B. der U Gem-Stern FO Aql, bei dem M orgenroth (Kl. Veröff. Babelsberg, 19, 23 [1938]) über Jahrzehnte mit der Periode 28"}7 auskam; ferner zählt L u d en d orff (Hdb. d. Astroph., VII, 626) mehrere solcher Fälle auf, die, wie FY Car und VV Muse, eine gewisse Periodizität in ihren Aufhellungen zeigen; er hält sie für mögliche Übergänge zu den Cepheiden. 2 G orki, Bull., 4, 252 (1934). 3 Z. B. Harv. Reprint, 212; Pupl. American Astron. Soc., X, 51 (1940). 4 Harv. Bull. 889 (1932). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 5

vom beobachterischen Standpunkt, eine Verwechslung mit den NV möglich erscheint. Als wichtigste Gruppe sind die jedem Beobachter gelegentlich als recht unangenehme Über­ raschung bekannten RW Aur-Sterne1 zu nennen: Sterne, die auf längere Zeit geringen oder überhaupt praktisch keinen Lichtwechsel zeigen, durchlaufen zeitweise stärkere Aktivitäts­ stadien mit lebhaften Helligkeitsänderungen. Diese Veränderlichen, über die bisher nichts Zusammenfassendes veröffentlicht war, habe ich kürzlich untersucht. Das Charakteristische ist eine Art Normallicht in mittlerer Helligkeit; Minima und Maxima in sehr verschiedener Dauer kommen in regelloser Folge vor. Einige Maxima, z. B. vom Prototyp selbst oder bei V Sge, ähneln sehr denen von NV, und ein Beobachter, der gerade ein solches Maximum beobachtet, könnte auf Zugehörigkeit zu den NV schließen. Von besonderer Bedeutung, vor allem für die vorliegende Arbeit, war nun das folgende spektroskopische Ergebnis: die bisherige offenbar im wesentlichen auf die Spektra von RR Tau, RW und UY Aur gegrün­ dete Annahme, die RW Aur-Sterne seien eine auch spektroskopisch einheitliche Gruppe, etwa vom Typus G, kann nicht gehalten werden, nachdem sich unter den 11 sicher zu der Gruppe gehörenden Fällen mindestens 3 (V Sge, RU Lup, DI Car) mit Ausnahmespektra befinden. Sterne mit Sonderspektra, die unregelmäßige Helligkeitsänderungen zeigen, dürfen daher nicht mehr ohne weiteres den NV zugewiesen werden — wie dies z. B. bei V Sge lange Zeit der Fall war. Wie in der zitierten Arbeit weiter ausgeführt, besteht verwandtschaft­ liche Beziehung der RW Aur-Sterne zu den Z Cam-Sternen einerseits, den Veränderlichen in Nebelgebieten, wie denen der Orion-Gruppe anderseits. Inwieweit eine Beziehung der NV zu dieser letzteren Gruppe besteht, ist aber noch nicht sicher zu entscheiden. Tatsache ist jedoch, daß auch bei Sternen, die in Nebelgebieten stehen und bei denen eine Mitwirkung des Nebels an ihrer Veränderlichkeit zu vermuten ist, gelegentliche Aufhellungen Vorkommen, und hier er­ scheint eine Abgrenzung besonders schwierig und kann nur im Einzelfalle entschieden werden. Schließlich soll noch eine Gruppe erwähnt werden, die zwar nicht als geschlossene Gruppe von Veränderlichen zu betrachten ist, aber trotzdem gewisse Beziehungen zu den NV ver­ muten läßt, die verm ißten Sterne, denen Zinner2 und ich3 ausführliche Untersuchungen gewidmet haben. In einigen wenigen Fällen dieser im allgemeinen früher einmal hell, später schwach oder unauffindbar behaupteten Sterne schienen NV vorzuliegen. Verglichen mit der Gesamtzahl der als „vermißt“ angezeigten Sterne ist diese Zahl aber verschwindend klein. Im einzelnen muß auf die zitierten Arbeiten verwiesen werden. Eine Abgrenzung der NV nach den Mira-Sternen hin hat nur noch formale bzw. histori­ sche Bedeutung. Es ist selbstverständlich, daß ein steiler Miraanstieg mit darauffolgendem flachen Abstieg (Typus a) bei Beobachtung nur eines einzelnen Maximums, dazu nur in einem Spektralbezirk (z. B. photographisch) gewisse Ähnlichkeiten mit einem langsamen NV-Auf- leuchten hat, wie auch in der Tat einzelne Mira-Sterne eine Zeitlang als Novae geführt wurden.4 Da aber die Perioden der Mira-Sterne mit wenigen Ausnahmen < 500

II. Das Beobachtungsmaterial. 1. Photographische Beobachtungen. Bei den, wie erörtert, ziemlich langen Zyklen der NV kann im allgemeinen nur von einem Beobachtungsmaterial, das sich über Jahrzehnte erstreckt, Erfolg erhofft werden. Ich er­ freute mich bei meiner Untersuchung des großen Vorzuges, die nach derjenigen der Harvard­ sternwarte bedeutendsten Plattensammlungen der Welt benutzen zu können. Es handelt sich dabei um folgende: a) Die H eidelberger Plattensam m lung, bestehend aus zur Zeit etwa 1.) 8000 Platten des Wolf-6-Zöllers; Größe der Platten 13x18 m , Gesichtsfeld 10°x7?5, lange Seite in a, Grenzgröße 15m 5 bei 4stündiger Belichtung. Die Verteilung der Platten zeigt zwar stärkere Konzentration zur Ekliptik, doch sind, insbesondere aus der älteren Zeit (1891— 1900), fast alle Gegenden zumeist mehrmals dargestellt. Die Aufnahmen begannen 1891 und werden zur Zeit nur noch gelegentlich weitergeführt. 2.) 7000 Platten des 42-cm-Bruce-Refraktors; Größe 24x30 cm, Gesichtsfeld 6?2x7°9, lange Seite in 8, Grenzgröße 17"l5, bei 4stündiger Belichtung. Die Konzentration nach der Ekliptik ist, dem Arbeitsprogramm entsprechend, besonders ausgesprochen, doch sind die meisten Gegenden wenigstens einmal durch eine weitreichende Platte dargestellt. Die Aufnahmen beginnen 1900 und werden fortlaufend weitergeführt. b) Die Plattensammlung des Guthnick’schen Überwachungsplanes. Es handelt sich hier in erster Linie um Aufnahmen mit dem 13,5 cm Ernostarobjektiv, Offnungs- verhältnis 1: 1,8, Größe der Platten 1 6 x 16 cm, Gesichtsfeld 34°x34°, doch nimmt, in etwa 14° Abstand vom Zentrum, die Brauchbarkeit stark ab. Der Helligkeits­ verlust nach dem Rande zu ist beträchtlich und beträgt dort l n,5. Die Grenzgröße ist bei der durchschnittlich halbstündigen Belichtungszeit 13111—13”'5, ausnahmsweise auch einmal bis 14m. Dieser etwas niedrigere Wert erklärt sich daraus, daß zur Punkt­ abbildung im wesentlichen nur die innerste Zone bis etwa 10 cm beiträgt, wie denn auch die Platten des 10-cm-Tacharobjektivs in Sonneberg ungefähr die gleiche Reichweite besitzen. Die Aufnahmen begannen September 1928, und es wurde ursprünglich in Babelsberg, Bamberg und Sonneberg beobachtet. Ungünstiger Beobachtungsver­ hältnisse wegen wurden 1934 Instrument und Platten von Babelsberg nach Sonne­ berg überführt. Die Bamberger Aufnahmen liefen von Anfang an bis Ende 1939. Es wurden dort zirka 11.000 Ernostarplatten gewonnen, dazu noch etwa 3000 mit einem einzölligen Tessarobjektiv. In Sonneberg (Babelsberg eingeschlossen) liegen etwa 30.000 Ernostarplatten vor, zu denen noch die rund 2000 Platten der Windhuk­ station während der Jahre 1935 bis 1938 kommen. Mit einem 10-cm-Tacharobjektiv wurden dazu noch etwa 6000 Platten (Größe 9x12 cm, Gesichtsfeld 15°x20°, Grenz­ größe wie beim Ernostar, Brauchbarkeit nach dem Rande zu noch rascher abnehmend) gewonnen. Die Verteilung der Aufnahmen soll, kurz gesagt, von dem Grundsatz einer möglichst rationellen Erfassung des gesamten Himmels geleitet werden. Ge­ legentlich sind einzelne Beobachter von einem anfänglich festgesetzten Schema abgewichen, doch erübrigt es sich, hierauf näher einzugehen. c) Die Plattensammlung des Sonneberger Veränderlichenplanes. Im wesent­ lichen handelt es sich um Platten der beiden Tripletts von 14 bzw. 17,5 cm Öffnung. Die Daten für diese Platten sind: Größe 13x18 cm bzw. 24x24 cm, 10°x 15° bzw. 9°x9° Gesichtsfeld, bei ersteren die lange Seite in 8, Grenzgröße 15"'5 bzw. 16m5 bei durchschnittlich 2stündiger Belichtungszeit. Die Brauchbarkeit nach dem Rande zu ist ebensogut wie bei den Bruceplatten. Die Platten sind für die Zwecke veränder­ licher Sterne besonders geeignet, wie die zahlreichen Neuentdeckungen durch Hoff­ m eister und M orgenroth beweisen; Beginn der systematischen Aufnahmen 1927. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 7

Aufgenommen werden jeweils mehrere jahrelang bestimmte Felder, speziell in den Milchstraßengegenden. Eine wertvolle Ergänzung bilden seit 1938 mit dem Sonne­ berger 40/160-cm-Astrographen gewonnene Aufnahmen (Größe 30x30 cm, Gesichts­ feld 10°xl0°, Grenzgröße wie bei den Bruceplatten). Der entscheidende Vorteil hiebei liegt in der Ergänzung der Sammlungen. Die Heidelberger Sammlung hat neben der Verteilung über den ganzen Himmel den unaufholbaren Vorsprung des sehr weiten zeitlichen Zurückliegens der Aufnahmen bei im allgemeinen sehr beträcht­ licher Reichweite der Platten. Der Guthnick’sche Überwachungsplan bietet die Mög­ lichkeit einer vollständigen Erfassung sämtlicher Sterne bis zu etwa 12m5 herab, wobei die Windhuksammlung ganz besonders wertvoll war. Die Sonneberger Triplettplatten schließlich waren zur Prüfung kurzperiodischer Helligkeitsänderungen besonders wertvoll. Einige Bedenken erregt freilich der Umstand, daß in weitgehendem Maße Kombinationen von Beobachtungen auf Platten sehr verschiedener Reichweiten und sehr verschiedenen Maßstabes erforderlich waren. Mit gewissem Trost kann nun aber darauf hingewiesen werden, daß auch die Harvardsammlung Platten der ver­ schiedensten Instrumente (zufälligerweise ebenso wie in meiner Arbeit von 1 bis 16 Zoll Öffnung) aufweist. Schließlich kann ein einzelner Beobachter, der eine große Beob­ achtungsreihe durchführt, die Homogenität der Einzelreihen auf verschiedenen Plattensorten bis zu einem gewissen Grade immer durchführen, selbst dann, wenn diese Reihen sich nicht immer zeitlich überdecken. Sehr vorteilhaft erscheint mir dabei nach Durchsicht einer größeren Zahl von Platten den Eindruck, den der Ver­ änderliche macht, sofort zu notieren, insbesondere auch wichtig erscheinende Beob­ achtungen zu wiederholen und am besten die entsprechenden Platten unter dem Komparator zu vergleichen.

2. Visuelle Beobachtungen. Seit 1936 führe ich ein von mir ausgearbeitetes visuelles Überwachungsprogramm von NV und mit ihnen verwandten Veränderlichen durch. Der Sinn dieses Programmes ist, solche in ihrem zukünftigen Verhalten gänzlich unberechenbare Veränderliche möglichst oft und zugleich auch möglichst genau unter Kontrolle zu halten (vgl. auch S. 54). Besonderer Wert muß auf Einengung der bei photographischer Überwachung zumeist ziemlich großen jahreszeitlichen Lücke gelegt werden. Um die Beobachtungsgenauigkeit zu steigern, wurde jede Schätzung bei verschiedenen Vergrößerungen vorgenommen. Die Schwierigkeit des Programmes liegt in seiner fortlaufenden Weiterführung, nicht selten bei Sternen, die viele Jahre lang keine größere Veränderlichkeit zeigen, bzw. überhaupt unveränderlich sind.

III. Die einzelnen NV. Im folgenden sind die einzelnen NV oder Sterne, bei denen ein solcher Lichtwechsel zu vermuten war, beschrieben und jeweils in einem Nachsatz das Ergebnis über die Zugehörigkeit des Sternes zusammengefaßt. Wie schon auf S. 2 erwähnt, habe ich mich bemüht, alle mir zugängliche Literatur über die einzelnen Sterne durchzusehen. Bei den Literaturangaben sind aber im allgemeinen Literaturnachweise, die bereits in der G. u. L. Vorkommen, nicht nochmals wiederholt. 1. Z Andromedae. Es handelt sich um einen Hauptvertreter der NV, der besonders in den letzten Jahren zu den bestuntersuchten überhaupt gehört. Da ich über den Stern fort­ laufend berichtet habe,1 sei hier nur das Wesentliche wiederholt: a) Z And hat bis jetzt 3 Maxima 1901, 1914 und 1939 gezeigt, die fortschreitend heller wurden (9'“7, 9'."0, 8,D4 phg) und deren zweites Intervall doppelt so groß ist wie das erste.

1 B. Z., 21, 101, 23, 142; AN., 270, 184. Die Sterne, 20, 14. 8 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; H imdownload pel, unter www.biologiezentrum.at

b) Die Form des Aufleuchtens 1939 ähnelt mehr der von 1901. Die letzten Beobachtungen zeigen den Stern seit meiner letzten Mitteilung im weiteren Abstieg; Juli 1942: 10m0 vis. c) In spektroskopischer Hinsicht zeigt dieser unter allen Novae und NV am gründlichsten untersuchte Stern den typischen Verlauf des Novaprozesses. Für Einzelheiten1 sei auf die zitierte Literatur verwiesen. d) Insbesondere der Verlauf des Hauptaufleuchtens 1939 zeigt die typischen Stadien des Novaausbruches, wie sie von M c.Laughlin2 beschrieben wurden: rascher an­ fänglicher Anstieg, vormaximaler Stillstand, letzter und langsamerer Anstieg, Haupt­ maximum und schließlich mehr oder weniger schwankungsfreier Abstieg. Besonders wichtig ist, daß hier der Anstieg von Anfang an verfolgt werden konnte und fast geradlinig und im Verhältnis zu den sonstigen Helligkeitsänderungen ziemlich rasch verläuft. Meine beiden letzten Beobachtungen 1939 Juni 16 und 22 sind ausdrücklich als schwächer, bzw. auffallend heller gekennzeichnet. Ich hielt dies anfänglich für das Einsetzen von Schwankungen nach der flachen Aufhellung von 1938. Die zweifel­ los sichere Beobachtung Juni 16 weist auf ein kurzes Minimum unmittelbar vor dem Ausbruch hin. e) Trotz der in Punkt a—d aufgezählten Ähnlichkeiten zu den Novae und NV ist der Stern in wesentlichen Punkten atypisch: neben der ausgesprochenen Dreiteilung der 3 Maxima ist der abnorm langsame Verlauf der Lichtänderungen der auffallendste Unterschied zu typischen NV wie RS Ophi. Sehr auffallend ist nun, daß die Geschwin­ digkeit der Helligkeitszunahme während des Hauptanstieges Juni—Juli 1939 nur wenig hinter dem von FU Ori (S. 25) zurückbleibt: lm in 16d. FU Ori gilt aber neben RT Ser, bei dem eine ähnliche Anstiegsgeschwindigkeit anzunehmen ist, als Haupt­ vertreter der Gruppe abnorm langsamer Novae. Jahrelanges Verweilen im Maximum ist hier die Regel. Man könnte also vielleicht vermuten, daß Z And zu abnorm lang­ samen Novae in ähnlichem Verhältnis stehe, wie etwa RS Ophi und T Pyx zu den typischen Novae. Was schließlich die Form der Lichtkurve und hier insbesondere die Dreiteilung der Maxima betrifft, so besteht auffallende Analogie mit einigen schon lange als atypisch klassifizierten Novae, wie N Vulp 1670 und N Ophi 1917, die eben­ falls mehrere Maxima zeigten. Hinzu kommt noch eine spektroskopische Eigentüm­ lichkeit, die lange Zeit unerklärlich war, heute aber dahingehend geklärt ist, daß bei Z And ein roter Riese und ein heißer novaähnlicher Begleiter zusammenstehen, und schließlich am Zustandekommen des Spektrums noch ein ausgedehntes Nebelgebiet — eventuell die sehr weit ausgedehnt zu denkende Atmosphäre des Riesen — mit­ wirkt. Auch dieser Befund erscheint heute weniger abnorm, nachdem bei einer ganzen Anzahl von Veränderlichen eine derartige Duplizität festgestellt worden ist (vgl. Nr. 31, 37, 74 u. a.). Ergebnis: Z And zeigt einerseits die typischen Eigenschaften eines normalen NV, ander­ seits aber auch Abnormitäten, die auf Verwandtschaft zu einigen abnormen Novae, bzw. solchen mit langsamem Verlauf hinweisen. 2. VZ Andromedae. Nach den bisherigen, verhältnismäßig zahlreichen Beobachtungen schien novaähnlicher Lichtwechsel in den Grenzen 10'"5— <13m sehr wahrscheinlich. Durch eine Untersuchung auf Heidelberger und Sonneberger Platten in Verbindung mit visuellen Beobachtungen habe ich aber gezeigt, daß der Stern sicher unveränderlich ist.3 Ergebnis: der Stern ist sicher unveränderlich. 3. AF Andromedae. Der innerhalb 151U3—16”‘5 veränderliche Stern ist der hellste Ver­ änderliche im Andromedanebel, seine absolute Helligkeit —7M im Maximum, ein Spektrum

1 Publ. Dom. Obs., 4, 119. Ap. J., 93, 356. B. Z. 21, 107, 23, 136. 2 Pop. Astron., 47, 492 (1939). 3 B. Z., 24, 4 (1942). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 9

ist nicht bekannt. Die Beobachtungen 1897—1926 zeigen eine ziemlich gleichmäßige Zunahme der Helligkeit. Ein offenbar sehr ähnliches Verhalten zeigt S Dor in der großen Magellan’schen Wolke, bekanntlich der hellste bekannte Stern, der ein typisches P Gyg-Spektrum besitzt bei unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen. Eine Untersuchung des Spektrums würde den Fall sofort aufklären. Ergebnis: Es handelt sich wahrscheinlich um einen Überriesen abnorm hoher Leucht­ kraft wie S Dor, der bei einem P Gyg-Spektrum mit unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen zu den nächsten Verwandten der NV gehört (vgl. S. 43). 4. AE Andromedae. Es gilt hier möglicherweise das gleiche wie bei AF. Nach Hubble ist der Stern in Nebel eingebettet und gehört trotz einigen Abstandes wahrscheinlich noch zum Andromeda-Nebel. Die absolute Helligkeit dieses zwischen 14”,7 und 15”’6 veränderlichen Sternes betrüge dann im Maximum —7”5, und der Stern wäre somit der hellste Veränderliche im Andromeda-Nebel und nach S Dor der hellste bekannte Stern überhaupt. Ein Spektrum ist auch hier nicht bekannt. Ergebnis: Es handelt sich vermutlich um einen ähnlichen Fall wie S Dor und AF And. 5. AM Andromedae. Typischer Fall dafür, daß auf Grund einer irreführenden Beschrei­ bung in der G. u. L. ein ganz falscher Verdacht aufkommen kann. Dort heißt es wörtlich: „ent­ deckt 1926 von Ross und bestätigt von Zessew itsch als veränderlich zwischen 10m und 13m“. Da ich visuell den Stern schwach (12m) und zunächst nicht merklich veränderlich fand, außer­ dem Z inner1, sowie ich auf Sonneberger Platten den Stern schwach, bzw. durch BD-f-47°4377 (bei Zinner fälschlich 4378) überstrahlt fanden, ließ sich unregelmäßiger Lichtwechsel mit gelegentlich größeren Aufhellungen vermuten. Eine visuelle Reihe ergab aber Algollichtwechsel in den Grenzen 121U und 13'n, und dann zeigte die Durchsicht der Originalmitteilung, daß Zesse­ w itsch nicht eine Veränderlichkeit zwischen 10ul und 13m, sondern eine solche zwischen 11"’8 und 13m gefunden hat, womit bei den bekanntlich sehr groben Angaben von Ross der Fall erledigt ist. (Diese irreführende Angabe, Zessew itsch habe die Helligkeitsgrenzen von Ross bestätigt, findet sich übrigens noch bei mehreren Sternen in der G. u. L.) Ergebnis: Der Stern ist ein Algol-Stern. 6. R Antliae. Nach den Angaben in G. u. L. 1 , 1, 290 könnte an eine Beziehung zu den NV gedacht werden, vor allem auch im Hinblick auf das frühe Spektrum. Da aber mehrere Beob­ achter, zuletzt H offm eister,2 eine Veränderlichkeit nicht bestätigen konnten, muß der Fall noch offen bleiben, wenn auch säkulare Helligkeitsänderungen nicht völlig auszuschließen sind. Ergebnis: Der Stern ist wahrscheinlich unveränderlich. 7. R Aquarii. Der Stern, der zu den Mira-Sternen zählt (P = 383?0), zeigt in spektro­ skopischer Hinsicht einige Ähnlichkeit mit Z And3: ein zusammengesetztes Spektrum M+O sowie das Auftreten der üblichen Nebellinien, d. h. Verhältnisse, wie wir sie bei ZAnd ebenfalls antreffen; außerdem wurde hier das Nebelgebiet direkt beobachtet. Der Unterschied gegen­ über Z And ist nur der, daß hier der rote Riese dauernd dominiert und selbst Mira-Stern ist; trotz stärkerer Veränderlichkeit der mittleren Lichtkurve ist er als solcher noch als normal an­ zusprechen. Der heiße Begleiter zeigt nach Ausweis des Spektrums unregelmäßige Helligkeits­ schwankungen. Zwischen September und Dezember 1926 scheint eine Aufhellung stattgefunden zu haben. Juli 1934 war der Stern merklich schwächer.4 Ergebnis: Der heiße Begleiter von R Aqr dürfte bei seinem P Gyg-Spektrum und unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen mit wahrscheinlich gelegentlichen Aufhellungen den NV vom P Gyg-Typus zuzurechnen sein. In diesem Zusammenhange sei noch auf einige ähnliche Fälle hingewiesen, die hier nicht gesondert aufgeführt werden sollen, da über Veränderlichkeit nichts Näheres bekannt ist. So ist 1 A. N., 255, 93 (1934). 2 Mündliche Mitteilung. 3 Vgl. G ap osch k in , „Variable Stars“, S. 123ff., 329. 4 Merrill, Astrophj's. Journ., 81, 312 (1936). 10 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at bei dem Stern Boss 5481 die Be-Komponente im photographischen Spektrum dominierend. Bei Boss 1985 sind die verbotenen Eisenlinien besonders stark; bemerkenswert ist schließlich a Scorp mit seinem Be-Begleiter. Über Veränderlichkeit dieser Sterne ist noch nichts Näheres bekannt. 8. RW Aquilae. Schon früh entdeckt, bestanden bei diesem Stern auffallende Wider­ sprüche über die Art der Veränderlichkeit sowie deren Realität überhaupt. Grund für die Aufnahme hier bot einmal das Spektrum F3n, das von dem eines normalen Gepheiden merklich abweicht und bei dem deutliche Veränderlichkeit der Radialgeschwindigkeit zu erkennen ist, dann aber die Bemerkungen Hartwigs zu dem Stern Zi 1788. Auf Überwachungsplatten war RW im Zeitraum 1928—1941 nicht merklich veränderlich (8,n5 phg und 8m2 photovisuell), Zi 1788 dortselbst unverändert 8'.n7 phg und 8™4 photovisuell. Da er in der BD fehlt und H a rt­ wig ihn erst nach längerer Zeit bemerkte, käme eine Veränderlichkeit ähnlich der Gruppe B in meiner Arbeit über die vermißten Sterne in Betracht. Ergebnis: RW ist mindestens zeitweise nahezu unveränderlich. Der benachbarte Stern Zi 1788 zeigt vielleicht säkulare Helligkeitszunahme. Das Zusammenstehen der beiden hellen Veränderlichen ist bemerkenswert. 9. CI Aquilae. Wie Parenago1 vermutet, ist der Stern vielleicht NV oder eine Nova. Die Normalhelligkeit ist nach Reinm uth und Parenago 15m. Der Umstand, daß der Stern bereits nach einem Jahr zur Normalhelligkeit zurückkehrte, während dies bei typischen Novae im allgemeinen 6—8 Jahre dauert, spricht sehr für Einweisung zu den NV. Nach eigenen Beob­ achtungen auf 43 Sonneberger Platten war der Stern immer unsichtbar, d. h. im Zeitraum 1928—1941 <13-. Ergebnis: Der Stern scheint zu den NV zu gehören. Weitere Überwachung ist lohnend. 10. GM Aquilae. Trotz der sehr kleinen Amplitude gilt der Stern, der 1914 und 1925 zwei Aufleuchten bis 15m0 bzw. 14"'4 gezeigt hat, als einer der Hauptvertreter der NV, vor allem weil sein Spektrum beim Aufleuchten 1925 große Ähnlichkeit mit dem von Z And hatte. Der Stern ist, soweit bekannt, seit 1925 nicht mehr aufgeleuchtet. Das Intervall zwischen beiden Aufleuchten betrug 10,9 Jahre, das zweite Intervall würde also bereits jetzt >17 Jahre betragen; außerdem war das zweite Aufleuchten um 0'."8 höher als das erste. Sollte sich eine schon früher2 von mir vermutete Gesetzmäßigkeit auch hier bestätigen, dann dürfte sehr bald ein weiteres Aufleuchten, etwa bis 14m oder noch heller, zu erwarten sein. Da die Maxima ziemlich lang sind, sollte es bei einigermaßen sorgfältiger Überwachung nicht verpaßt werden. Visuell war der Stern nach eigenen Beobachtungen 1939 in Bamberg und 1941 in Sonneberg < 14"', ebenso auf den besten Sonneberger Überwachungsplatten 1929—1941 immer unsichtbar (<13"'5). Nicht ausgeschlossen ist, daß es sich beim Minimumlicht, das offenbar nur gering veränderlich ist, um Mitwirkung eines Begleiters handelt, wodurch die kleine Amplitude vorgetäuscht würde. Ergebnis: Der Stern ist einer der wichtigsten Vertreter der NV, der dringend weiterer Überwachung bedarf3. 11. EY Aquilae. Nach den Angaben von Albitzky und Hoffleit und dem vergeb­ lichen Suchen verschiedener Beobachter kann wohl kein Zweifel bestehen, daß es sich um eine Nova oder einen NV handelt; für letztere Annahme spricht, daß die Helligkeitsabnahme rasch erfolgte. Auf Sonneberger Platten war der Stern 1934-—1941 unsichtbar (<15m im Mittel); Randnähe beeinträchtigte aber trotz der vorhandenen Ortskarte die Genauigkeit. [ Ergebnis: Zugehörigkeit zu den N V ist sehr wahrscheinlich, weitere Überwachungist lohnend. 12. KX Aquilae. Hoffleit4 fand zwei Maxima in 3 Jahren Abstand, dabei in einem Falle sehr raschen Anstieg. Die Möglichkeit, daß es sich um einen Veränderlichen zwischen U Geminorum-Sternen und NV handelt, ist demnach nicht auszuschließen. Eine Durchsicht

1 G orki Bull., Nr. 33— 34. 2 Die Sterne, 20, 14 (1940). 3 Das lange erwartete dritte Aufleuchten beobachtete ich 1943. B. Z. 25. 118. 4 Harv. Bull., Nr. 887 (1934). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 11 auf 120 Sonneberger Platten zeigte ihn immer unsichtbar (<15'" im Mittel). Hier wirkte trotz der großen Reichweite der Platten Randnähe sowie vor allem des Fehlen einer Umge­ bungskarte sehr nachteilig. Ergebnis: Falls es sich um einen U Geminorum-Stern handelt, dürfte ein Fall wie EY Gygni mit seltenen Aufleuchten vorliegen.1 13. V 367 Aquilae. Den Angaben von Morgenrot h2 zufolge könnte es sich ebensogut um einen NV wie um RW Aur-Art handeln. Eigene Beobachtungen ergaben aber, daß es sich um einen halbregelmäßigen Veränderlichen handelt, der als NV nicht in Betracht kommt. Ergebnis: Der Stern ist ein halbregelmäßiger Veränderlicher. 14. V 402 Aquilae. Bei diesem Stern gilt Ähnliches wie bei dem vorhergehenden. Es handelt sich aber um einen normalen Mira-Stern, bei dem noch ein zweites Maximum beobachtet wurde. Ergebnis: Der Stern ist ein Mira-Stern. 15. Nova Aquilae Nr. 4 (1919). Über die Einordnung dieses bemerkenswerten Sternes herrschen große Meinungsverschiedenheiten. Vor allem Payne-Gaposchkin3, dann auch Mc. Laughlin4 sprechen für eine Streichung des Sternes als Nova. 1923 August 8 12’“17 Er soll vielmehr nach Art V Hya oder W Ori langperiodisch sein, 11 12.7 oder des Spektrums Ro ’wegen allenfalls zu den R GrB-Sternen September 2 14.15 17 14.19 zählen. Keine dieser Annahmen ist aber mit dem Beobachtungs­ Oktober 15 12.0 material auch nur entfernt vereinbar. Bedenkt man ferner, daß 26 10.84 zwischen 1917 September 13, wo der Stern noch normal schwach Novem ber 4 11.22 war, und 1918 August 28, wo er zuerst hell beobachtet wurde, 11 11.57 keine Beobachtung vorliegt, so kann er, einem Hinweise Lund­ 13 11.58 18 11.87 marks zufolge, inzwischen sehr wohl eine helle Nova gewesen sein. Dezember 10 13.45 Außerdem ist die Normalhelligkeit, wie ich auf Heidelberger und 1924 Juli 19 Sonneberger Platten 1902— 1939 feststellte, außerhalb der Zeit Novem ber 9 >ciy]'5 1918—1924 praktisch unveränderlich 15m8 phg. W ar nun der Stern 1925 Juli 13 im Maximum etwa 7,n—8m, so ergibt sich die immerhin große 1927 September 1 Amplitude 8'"—9”. Nun hat mir Prof. Graff dankenswerterweise eine Reihe neureduzierter Messungen zur Verfügung gestellt, die den Fall weitgehend zu klären imstande sind und die deswegen hier wiedergegeben sind. Sehr wichtig ist in diesem Zusammenhang mein Ergebnis auf Heidelberger und Sonneberger Platten: 1893 < 1 4 ’"5 phg, 1902— 1939 15,u8 phg und ferner nach 94 visuellen Beobachtungen 1936—1942 immer unsichtbar (<12—<14); 1924 Juli 7 zeigt eine Bruceplatte den Stern abqr ganz deutlich heller: 15m3 phg. Nimmt man meine eigenen sowie Graffs Beobachtungen zu den bisher veröffentlichten hinzu, so ergibt sich folgendes wahrscheinlichste Bild: Der Stern leuchtete im Spätherbst 1917 bis etwa zur 7m Größe auf, zeigte dann unregelmäßige, zum Teil rasche Schwankungen, um schließlich nach einem letzten Aufleuchten 1923 im Laufe des Jahres 1924 zur konstanten Normalhelligkeit zurückzukehren. Das Aktivitätsstadium dauerte also gegen 7 Jahre, in bemerkenswerter Übereinstimmung mit normalen Novae. Eine allerdings auffällige Ausnahme macht das Spektrum Ro, also jedenfalls ein späterer Typ, als ihn irgendeine bisher bekannte Nova zeigte. (Das vermeintliche R-Spektrum der Supernova Z Cen ist ja bekanntlich ganz anders aufgeklärt worden.) Zu bedenken ist jedoch, daß das Spektrum 4 Jahre postmaximal ist. Sehr auffallend ist noch, daß die sonst nur bei N Per 1901 und DQ Her gefundenen Cyanbanden X 3590, 3883 und 4216 deutlich hervor­ traten. Einen Widerspruch zu der Annahme, daß es sich um eine Nova handelt, dürfte meines Erachtens aber dieses Spektrum nicht in sich tragen.

i Bestätigt durch Hoffmeister, der 1943 ein weiteres Aufleuchten fand. * Kl. Veröff. Babelsberg, 19, 29 (1938). 3 „Variable Stars“, S. 127, 229, 232, 236, 247. 4 Pop. Astron., 47, 492 (1939). 12 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Vielleicht waren auch die beiden von l’nnes entdeckten Novae Sgr 1912 und 1914 (S. 32) von diesem Typus, ebenso wie HS Sgr und N Vul 1670 (S. 35). Auch diese letztere Nova möchte Payne-Gaposchkin1 aus ähnlichen Gründen als Nova streichen und den langperiodischen Veränderlichen zurechnen, obwohl hier die Gründe noch weniger zwingend sind als bei N Aquil 4. Ergebnis: Es handelt sich mit Wahrscheinlichkeit um eine Nova oder bestenfalls einen NV, wenn auch das Verhalten in verschiedener Hinsicht abnorm ist. 16. AE Arae. Nach den spärlichen Angaben von Gannon und Boyd2 zeigt das Spek­ trum Novacharakteristik. Größere Aufhellungen wurden beobachtet z. B. 1913 und 1931, doch sind Einzelergebnisse nicht veröffentlicht. Eigene Beobachtungen auf 91 Windhuk­ platten 1935—1938 wurden durch einen 0 '3 südlich folgenden Stern 12m sehr erschwert, zumal dieser nur auf einigen Platten von den Veränderlichen zu trennen ist. Eine deutliche Auf­ hellung hat August—September 1936 stattgefunden. Die Helligkeitsgrenzen sind bei meinen Beobachtungen llm2—<12'5, der Stern ist nicht röter als mehrere Sterne seiner Umgebung. Ergebnis: Die bisherigen Beobachtungen befürworten eine Einordnung zu den NV, doch sind zur sicheren Entscheidung noch weitere Beobachtungen erforderlich. 17. KY Arae. Nach den vorliegenden Angaben3 kann es sich ebensogut um eine Nova, einen NVals auch um U Gern-Art handeln; erst weitere Überwachung kann den Fall entscheiden. Ergebnis: Die Zugehörigkeit zu den NV ist nicht ausgeschlossen, muß aber noch genauer belegt werden. 18. Nova Arietis Nr. 1 (1854). Der Stern wurde von mir in meiner Arbeit über die ver­ mißten Sterne4 ausführlich behandelt. Nach der auchvonMc. Laughlin5 ausgesprochenen Vermutung, zu der ich unabhängig gelangt bin, dürfte es sich um eine Nova oder allenfalls einen NV vom Typus RT Serp handeln. Ein Spektrum wäre sehr erwünscht. Ergebnis: Wahrscheinlich Nova oder NV vom Typus RT Serp. 19. WY Aurigae. Ich hatte den Stern, den Zinner6 als Nova aufführt, zu den ver­ mißten Sternen gerechnet, da das Beobachtungsmaterial auffallende Widersprüche enthielt. Die Nachprüfung der Heidelberger Originalplatten zeigte denn auch, daß ein größeres Auf­ leuchten 1917 nicht stattgefunden hat, vielmehr war es ein infolge unmittelbarer Randnähe stark vergrößertes Sternscheibchen, das zu dieser Fehldeutung Anlaß gab. Auf Sonneberger Triplettplatten war der auch hier unmittelbar am Rande stehende Stern zwischen 14m und < 14’"5 veränderlich, visuell nach 12 Beobachtungen 1941 September—Dezember 13‘"2. Ergebnis: Der Stern ist in geringem Umfange unregelmäßig veränderlich, als NV kommt er nicht in Betracht. 20. T Bootis. Den Stern habe ich in meiner Arbeit über die vermißten Sterne aufgeführt. Auf einer glänzenden Bruceplatte aus dem Jahre 1901 ist am Ort kein Stern r>17'"5 zu sehen. Dagegen ein Stern 14™8 in —4s, + 1! 1, ein weiterer Stern 12.2 in —6s, —1 !8. Im Falle reellen Lichtwechsels wäre also die Amplitude groß gewesen und der Stern mit U Sco vergleichbar. Ergebnis: Es handelt sich möglicherweise um einen NV mit raschen und trotzdem seltenen Aufleuchten. 21. Z Canis majoris. Nach Payne-Gaposchkin7 ist dieser bemerkenswerte Stern, den Ludendorff8 zu den R CrB-Sternen rechnet, eher den NV verwandt, da erstere An­ nahme mit dem Spektrum Beq (P Gygni-Typus) schwer vereinbar sei. Es ist in der Tat auf­ fallend, daß die Spektra von Z CMa, RX Pup, RT Ser und yj Car große Ähnlichkeit zueinander 1 „Variable Stars“, S. 247. 2 Harv. Bull., Nr. 891, S. 9 (1933). 3 Benennungsliste, Erg. A. N., 10, Nr. 5 (1941). * A. N ., 272, 271 (1942). 5 Pop. Astr., 47, 492 (1934). G A. N ., 249, 69 (1933). 1 „Variable Stars“, S. 311, 318. 3 Handb. d. Astroph., VI/2, 77 (1928). ©AkademieT)ie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 13 zeigen. Eigene Beobachtungen auf über 200 Überwachungsplatten 1928—1941 sowie 11 visuelle Beobachtungen 1941— 1942 bestätigen diese Vermutung durchaus. Die Lichtkurve zeigt nämlich, zumindest in dem untersuchten Zeiträume, viel mehr Ähnlichkeit mit der eines NV, als der eines R Coronae-Sternes, da der Stern nach seinem Abstieg im Frühjahr 1929 während der gesamten Zeit in minimaler Helligkeit oder deren Nähe verweilte. Die Helligkeitsgrenzen waren 8"'9 und H'"3, der FI im Minimum (Herbst 1941) + 0 m5. Die beiden Beobachtungsreihen von Beyer1 bestätigen mein Ergebnis, soweit beide Reihen.sich überdecken, vollauf. Ergebnis: Der Stern ist mit den NV zweifellos enger verwandt, als mit irgendeiner anderen Gruppe. Seine Zuweisung zu den R Coronae-Sternen hingegen dürfte nur mehr oder weniger formalen Charakter tragen. 22. AG Carinae. Aus zwei Gründen ist dieser bemerkenswerte Veränderliche besonders wichtig: einmal zeigt er bei einem P Cygni-Spektrum novaähnliche Aufhellungen ganz ähnlich P Cygni selbst,2 sodann steht er zusammen mit drei anderen ebenfalls völlig abnormen Ver­ änderlichen in einem Gebiete dichten Nebels und die Vermutung, daß bei diesen vier Sternen die Veränderlichkeit durch den Nebel mindestens stark beeinflußt, wenn nicht überhaupt verursacht wird, ist durchaus naheliegend.3 In sehr glücklicher Weise konnten meine eigenen Beobachtungen auf 83 W indhukplatten 1935— 1938 die Lichtkurve in 2 ergänzen. Wie die Lichtkurve zeigt, erreichte der Stern April—Mai 1936 ein flaches Maximum 7"'6, um dann wieder zu Minimum 8m5 zurückzukehren. Trotz größerer Unregelmäßigkeit sind in rund 25 Jahren Abstand zwei größere Aktivitätsstadien zu erkennen, und zwar ist das erste breiter und heller als das zweite, ein bei P Cyg-Sternen ganz auffallendes Phänomen. Unter plausibler Annahme über die Entfernung des Nebels kommt man in den Maxima zu einer absoluten Helligkeit —3m, ebenso für den K-Überriesen T Car, für dessen FI ich den abnorm hohen Wert + 1”'5 bestimmte. Für GG Car ergibt sich — 1M, dagegen + 3 M für ES Car, der damit typischer Hauptreihenstern wird. Es sind also in diesen nur vier Sternen doch die wichtigsten Typen des Russelldiagramms vertreten. Daß zwei der so seltenen P Cyg- Sterne — im ganzen Milchstraßensystem sind zur Zeit nur etwa 25 bekannt — so nahe zu­ sammenstehen, ist auffallend, um so mehr, als beide stärker unregelmäßig veränderlich sind. Ergebnis: Lichtkurve und Spektrum weisen den Stern den NV vom P Cygni-Typus zu. 23. GG Carinae. Wie bereits erwähnt, ist auch dieser ein Veränderlicher mit P Cyg- Spektrum. Wenn es sich wirklich um einen ß Lyrae-Stern handelt, dann müssen noch un­ regelmäßige Schwankungen hinzukommen. Eigene Beobachtungen auf 83 Windhukplatten wurden durch einen in 4S folgenden Begleiter 10m sehr erschwert. Wahrscheinlich reelle Licht­ schwächungen waren 2,428.871 (9"'5), 8899 (9’"4) und 8929 (9.5). Waren die erste und dritte Hauptminima, dann ergibt dies gegen die Elemente 2,423.274*5-f-62d086»E Abweichungen von +9d bzw. +5d. Die Helligkeitsgrenzen sind 9,n0—9"‘5, außerhalb der Minima zeigen sich wahrscheinlich reelle Schwankungen 9m0—9,n3. Ergebnis: Ähnlich wie bei ß Lyr, RY Scut u. a. haben wir hier möglicherweise einen langperiodischen ß Lyr-Stern vor uns mit einem P Cyg-Spektrum und unregelmäßigen Schwan­ kungen geringen Ausmaßes. Eine Zuordnung zu den NV scheint angesichts des Fehlens größerer Aufhellungen nicht angezeigt. 24. DH Carinae. Der Stern stellt insofern eine Ausnahme dar, als die Geschwindigkeit des An- und Wiederabstieges alles, was diesbezüglich bei Novae und NV bekannt war, über­ trifft: l™8in 30 M inuten!4 Allerdings gibt es Objekte, wie Hertzsprungs Objekt (Pr. 122) oder

1 Erg. A. N., S, 472 (1928); A.N., 263, 67 (1937). 2 Harv. Bull., Nr. 908, S. 25 (1936). 3 „Variable Stars“, S. 303. ^ Dies ist allerdings noch nicht das Rascheste, was bei Veränderlichen überhaupt beobachtet wurde. Bei dem Bedeckungsveränderlichen RW Tau. z. B. beträgt die maximale photographische Lichtänderung 2m in 33 Mi­ nuten, bei TW Here, im Anstieg l’“5 in 44 Minuten. Bei Objekten wie CY Aqr, UX Urs ma, BP Aqr und CU Here kommen, wenn auch in geringerem Gesamtumfange, noch erheblich raschere Änderungen vor. Dagegen bei Novae: RS Oph 2,nl in 2ll3, bei CP Lac 10m in IO1.1. 14 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

das durch seine hellen Linien besonders bemerkenswerte Objekt Millers,1 die vielleicht eine Analogie hierzu liefern könnten. Ein weiteres Aufleuchten ist anscheinend nicht beobachtet worden, auch wäre dies bei der außerordentlich kurzen Dauer nur bei wirklich lückenloser Überwachung zu erfassen. Im Normallicht ist der Stern 15"'8.2 Eigene Beobachtungen auf 23 der besten W indhukplatten 1936—1938 zeigten keine Spur des Sternes (< 1 3 m2— < 1 3 ’"5). Ergebnis: Eine definitive Zuordnung ist noch nicht möglich. Der Stern könnte ent­ weder zu den NV oder zu den U Geminorum-Sternen gehören, falls nicht, wie Hertzsprung annimmt, hier eine ganz besondere Erklärung erforderlich ist. 25. DI Carinae. Der Stern wurde zu den typischen unregelmäßigen Veränderlichen gerechnet.3 Das Spektrum ist sehr eigentümlich, auf 38 über den Zeitraum 1890—1928 ver­ teilten Harvardplatten zeigt der Stern unregelmäßige Schwankungen, über die Näheres nicht ausgesagt werden konnte. Besonders im Hinblick auf das Spektrum lag die Vermutung eines novaähnlichen Lichtwechsels sehr nahe. Eigene Beobachtungen auf 45 Windhukplatten 1935—1938 hatten, aber folgendes Ergebnis: Der Stern ist ein RW Aurigae-Stern mit zeit­ weise sehr raschen Helligkeitsänderungen. Die Grenzen des Lichtwechsels sind 11’" 1 und 13m0. Da Platten verschiedener Empfindlichkeit aus einer Nacht nicht Vorlagen, ist eine Angabe über die Farbe nicht möglich. Ergebnis: Es liegt ein RW Aur-Stern mit Sonderspektrum vor. 26. EP Carinae. Nach den bisher vorliegenden Angaben dürfte der Stern zwischen U Gem- Sternen und NV stehen. Festgestellt sind drei Aufleuchten mit Intervallen von 6 bzw. 2 Jahren. Ergebnis: Entweder NV oder U Geminorum-Stern. Weitere Beobachtungen sind unbe­ dingt erforderlich. 27. 7] Carinae. Dieser Stern ist der hellste NV und zusammen mit Nova Aql 1918 die hellste Nova in neuerer Zeit überhaupt. Die Helligkeitsänderungen sind die langsamsten, die bisher bei irgendeinem Veränderlichen beobachtet wurden. Das Aufleuchten dauerte anscheinend Jahrhunderte, das Hauptmaximum —0m9 fand 1843 statt. Die bisherige Ge­ samtamplitude beträgt 9m. yj Car und N Pers (1901) sind bekanntlich die Novae, für die ein Zusammenhang mit Nebelmaterie der unmittelbaren Umgebung am sichersten nachgewiesen ist. Unter plausiblen Annahmen über die Entfernung des Nebels erhält man als Maximal­ helligkeit —11M und bei einer Absorption von nur l ni—2m eine Helligkeit, die der der Super­ novae entspräche. Gegen eine solche Eingliederung zu den Supernovae scheinen aber die scharfen Linien des Spektrums zu sprechen, die bei den Supernovae wegen der gewaltigen Ausstoßgeschwindigkeiten bekanntlich abnorm verbreitert sind. Möglich ist aber, daß y] Car eine Supernova oder allenfalls ein Super-NV vom Typus RT Serp ist. Dafür spricht noch folgendes: Was wir jetzt vom Spektrum sehen, sind Linien, im wesentlichen die verbotenen Eisenlinien, wogegen über das Kontinuum nichts bekannt ist. Ferner ist ebenso wie bei DQ Here, RR Pict und V 356 Aql eine Aufspaltung in mehrere Komponenten beobachtet worden, wobei es sich nach Ansicht der Mehrzahl der Forscher nicht um eine reelle Teilung des Sternes, sondern um eine Aufspaltung in mehrere Nebelknoten handelt, eine Annahme, die in diesem Falle durch das Spektrum sehr befürwortet wird. Der eigentliche Stern ist zweifellos mehrere Größenklassen schwächer. Nehmen wir in Analogie zu T Aur und DQ Here an, der Stern sei 5m schwächer als der Nebel, so wird die Amplitude 14m und fast das Doppelte, wie diejenige normaler RT Serpentis-Novae. Bei den normalen Supernovae ist aber die Amplitude in ganz ähnlichem Verhältnis größer als bei den normalen Novae. Seit seinem großen Abstieg von 1857 bis 1868 hat der Stern größere Helligkeitsschwan­ kungen nicht mehr gezeigt. Auf den Windhukplatten wurde die Beobachtung infolge des nebligen Untergrundes sehr erschwert, nur auf 16 Platten war die Helligkeit einigermaßen sicher zu schätzen und scheint keine merklichen Schwankungen um 8m0 ausgeführt zu haben.

1 Harv. Reprint, Nr. 212, S. 39. 2 Harv. Bull., 840 (1927). 3 „Variable Stars“, S. 221. ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 15

Ergebnis: Ein auf jeden Fall völlig abnormer NV, dessen nächste Verwandte die RT Serpentis-Novae sind. 28. C. P. D. — 58° 2145 (Carina). Ein außerordentlich wichtiger Stern, der ähnlich wie mehrere andere NV zwei Aufleuchten gezeigt hat und sich zur Zeit im dritten befindet1. In auffallender Übereinstimmung mit T Pyx und Z And ist hier eine Zunahme der Helligkeit der Aufleuchten und eine Vergrößerung der Intervalle festzustellen. Die Intervalle sind 11 bzw. 22 Jahre, das zweite Aufleuchten ist doppelt so lang wie das erste und 0,n4 heller. Der Anstieg zum dritten Aufleuchten begann 1938. Eigene Beobachtungen auf 20 Windhukplatten 1935—1938 ergaben eine deutliche Auf­ hellung von 0n,4 im April 1935 (2 Platten), sonst 1936—1938 konstante Helligkeit 9'"4 phg. Anfang Februar 1938 war ein merklicher Anstieg noch nicht zu erkennen. Der FI scheint leicht positiv (etwa +0,n7) zu sein. Das Spektrum ähnelt dem von y Cass, Z CMa und X Per. Der Stern ist in einem Nebelgebiet gelegen. Ergebnis: Der bemerkenswerte NV steht der Gruppe der P Cygni-Sterne am nächsten, 29. VX Cassiopeiae. Der Stern fiel auf durch die auffallenden Widersprüche in den Angaben einzelner Beobachter, und eine Prüfung auf Verwandtschaft zu den NV schien zumal im Hinblick auf den kleinen Farbenindex lohnend. Es zeigte sich aber, daß es sich um einen Veränderlichen wie BN Ori handelt.3 Ergebnis: Der Stern ist ein weißer unregelmäßiger Veränderlicher vom Typus BN Ori.4 30. y Cassiopeiae. Dieser photometrisch und spektroskopisch in umfassender Weise untersuchte Stern zeigte 1936—1937 ein Aufleuchten von 0m6 über sein Normallicht 2m2, daraufhin eine zuerst rasche, dann langsamere Abnahme zu einem Minimum 1940 3m0, von wo er dann wieder langsam anstieg.5 Es ist nicht ausgeschlossen, daß der Stern schon früher geringere Aufhellungen zeigte, z. B. 1894,6 die aber ebensowenig gesichert sind wie eine lang­ same Helligkeitszunahme durch die Jahrtausende.7 Bemerkenswert ist, daß die beiden hellen Nebel I. C. 59 und 63 mit y Cass verbunden sind, und zweifellos ergibt sich hier eine Beziehung zu den Veränderlichen in Nebelgebieten. Das umfassend bearbeitete Spektrum Bone weist auf die eindeutige Verwandtschaft zu den P Cygni-Sternen hin.8 Ergebnis: Der Stern steht der Gruppe der NV vom P Cygni-Typus am nächsten. 31. W Cephei. Das Spektrum Mep dieses bemerkenswerten roten Veränderlichen ist wahrscheinlich zusammengesetzt aus dem eines M-Riesen und dem eines kleinen heißen Be­ gleiters, ein Fall, der in der letzten Zeit verhältnismäßig oft entweder direkt bewiesen oder doch sehr wahrscheinlich gemacht worden ist. Die Lichtkurve zeigt unregelmäßige Schwan­ kungen; nach eigenen Beobachtungen zeigte er auf 161 Bamberger Platten 1929—1939 ein Minimum 10ml im Jahre 1934, sonst nur geringe Schwankungen 9m3—9?7. Der FI ist + lm7. Daß Verwandtschaft zu den R Coronae-Sternen bestehe, scheint nicht sehr wahrscheinlich. Der Stern dürfte den Sternen WY Gem, WY Vel, Boss 1985 und Boss 5650 sehr ähneln. Über die Veränderlichkeit der beiden letzten ist bisher nichts bekannt, sie werden daher nicht ge­ sondert aufgeführt. 31a. SV Cephei. Ein durch sein A-Spektrum auffallender unregelmäßig Veränderlicher mit großer Amplitude, über den bisher wenig bekannt war. ^Harv. Bull., 913, S. 4 (1939). Im neuesten Veränderlichenkatalog ist der Stern als H R Car benannt und als „XX Ophiuchi-Art ?‘‘ klassifiziert. 3 B. Z., 24 (1942), S. 4. Im neuesten Veränderlichenkatalog 1942 (Kl. Veröff. Berlin-Babelsberg, Nr. 25) werdeta zahlreiche Sterne wie VX Cass, deren Hauptvertreter BN Ori ist, als „XX Ophiuchi-Art“ klassifiziert. Die Richtigkeit erscheint aber sehr fraglich, nachdem bei XX Oph und Z CMa nur sehr langsame, langdauernde Minima beobachtet wurden, während bei BN Ori große Helligkeitsschwankungen innerhalb Stunden auftreten. r> Pop. Astron., 49, 127 (1941). B. Z., 18, 45 (1936). A. N„ 263, 165 (1937). s Vgl. dazu die Arbeiten im Astrophys. Journal, 83, 495, 84, 235, 87, 373, 89, 255, 90, 204. 16 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H download im p e l,unter www.biologiezentrum.at

Eine eingehende eigene Untersuchung auf insgesamt 286 Bamberger und Sonneberger Platten sowie 23 visuelle Beobachtungen 1941—1942 ergab die beigegebene Lichtkurve. Nach dieser Lichtkurve muß man den Stern als einen ideal unregelmäßigen Veränderlichen in den Grenzen 10”'l—12n,3 betrachten, bei dem ein Prototyp bisher offenbar nicht bekannt ist. Der FI ist klein (< 0 m3). Kurzperiodische Schwankungen scheinen nicht zu bestehen. Am ehesten besteht noch einige Ähnlichkeit mit Teilen der Lichtkurve von Z CMa, doch müßte zu einer solchen Aussage eine genauere Untersuchung des Spektrums vorliegen. Ergebnis: Über mögliche Verwandtschaft zu den NV kann erst eine Untersuchung des Spektrums entscheiden. 32. o Ceti (Begleiter). Der von Aitken entdeckte Begleiter von o Ceti hat eirt P Cygni- ähnliches Spektrum und zeigt Helligkeitsänderungen in den Grenzen 9m9— <12'" vis. Der Umstand, daß der Stern trotz gelegentlich sehr günstiger Beobachtungsverhältnisse erst so spät entdeckt worden ist, in Verbindung mit den bisherigen Beobachtungen selbst, spricht unbedingt zugunsten der Annahme, daß wir es hier mit gelegentlichen Aufleuchten von 2 Größenklassen oder mehr zu tun haben. Die absolute Maximalhelligkeit beträgt + 6M,1 im Minimum, dessen genaue Tiefe nicht bekannt ist, also < + 8M. Der Stern steht damit den weißen Zwergen nahe. Interessant ist in diesem Zusammenhang, daß die absolute Helligkeit des Begleiters von R Aqr + 2M, also ganz erheblich größer ist. Ergebnis: Nach den bisherigen Beobachtungen scheint Zugehörigkeit zu den NV vom P Gyg-Typus sehr wahrscheinlich. 32 a. Nova (?) Gomae Berenices (1877). Diese jetzt in das Sternbild Bootes gehörende Nova ist, obwohl nicht benannt, in fast alle Novatabellen aufgenommen. worden. Selbst McLaughlin,2 der einen recht strengen Maßstab anlegt, gibt sie in seiner zitierten Tabelle als langsame Nova an. Die Originalmitteilung Schwabs in AN 155 macht aber nicht den Ein­ druck der nötigen Sicherheit, vor allem, weil Schwab selbst darauf hinweist, daß er damals noch ungeübt war und außerdem den Vorfall erst nach Jahrzehnten berichtete. Die Grund­ lage scheint mir nicht sicherer als bei den meisten vermißten Sternen, weshalb ich diese Nova bzw. den dem Ort nächsten Stern (Zi 857) in meiner mehrfach zitierten Arbeit über die ver­ mißten Sterne brachte. Er zeigt keine nachweisbaren Helligkeitsschwankungen. Ergebnis: Die Grundlagen sind zu dürftig, um eine sichere Entscheidung zu treffen. 33. Y Coronae austrinae. Einer der sehr seltenen O-Sterne mit stärkeren Helligkeits­ schwankungen. Bei der engen Beziehung der Novae zu den O-Sternen läßt unregelmäßiger Lichtwechsel eines O-Sternes auf enge Verwandtschaft zu den Novae, wenn nicht gar auf eine Exnova schließen, eine Schlußfolgerung, die Payne-Gaposchkin3 z. B. bei V Sge zur An­ wendung gebracht hat. Nach eigenen Beobachtungen auf Windhukplatten war der Stern auf der Mehrzahl der durchgesehenen Platten unsichtbar, nur auf 14 Platten war er eben zu sehen und hier ziemlich unverändert 0m3—0m5 schwächer als ein Stern 12n,8 in 18h 5m 33s, —42° 54' (1875.0). In dem Zeitraum April 1935 bis Oktober 1937 scheinen also merkliche Helligkeitsschwankungen, insbesondere Aufhellungen, nicht vorgekommen zu sein. Es sind also zu einer Entscheidung noch weitere Beobachtungen erforderlich. Ergebnis: Eine dem Spektrum nach naheliegende Einordnung zu den NV oder Exnova bedarf noch weiterer Beobachtungen. 34. WY Goronae austrinae. Nach der Beschreibung Luytens dürfte es sich mit aller Wahrscheinlichkeit um eine Nova vom Typus RT Ser handeln. Die Hypothese des Bedeckungs­ lichtwechsels halte ich für äußerst unwahrscheinlich. Ergebnis: Die Zugehörigkeit zu den Novae, bzw. NV vom Typus RT Ser ist möglich, doch sind weitere Beobachtungen unbedingt erforderlich.

1 Unter der Annahme, daß die absolute Helligkeit von Mira selbst, beim durchschnittlichen Maximum 3“5 — Ol113 beträgt. 2'Pop. Astr., 47, 492 (1939). 3 „Variable Stars“, S. 233. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 17

35. T Coronae borealis. Diese Nova verdient zweifellos als diejenige bezeichnet zu werden, die an der Vermehrung unseres Wissens auf diesem Gebiete den gewichtigsten Anteil hat, nicht zuletzt durch das neuerliche Aufleuchten im Jahre 1938. Ausgehend von der kleinen Amplitude und dem raschen Maximum hatte ich den Stern im Jahre 1936 auf das visuelle Überwachungsprogramm gesetzt und fand dann im April 1938 ein Aufleuchten1, das in Kiel2 sofort bestätigt und daraufhin in Bamberg3 und später in Babelsberg4 näher untersucht wurde. Die weiteren Beobachtungen dieses Aufleuchtens, vor allem die spektroskopischen5, führten dann zur Bestätigung einer schon früher geäußerten Vermutung, daß nicht der M-Riese, sondern ein heißer, einige Größenklassen schwächerer Stern die eigentliche Nova ist.6 Die Tat­ sache, daß damit die wichtigste Ausnahme von dem allgemeinen spektroskopischen Zustand alter Novae in Fortfall kam, war für das gesamte Novaproblem von weittragender Bedeutung. Ein Teil der bisherigen Merkwürdigkeiten von T Coronae, so Spektrum und Amplitude, wurden damit sofort erklärt. Was dann noch abnorm bleibt, ist einmal die hohe galaktische Breite (+47°), vor allem aber das zweite Maximum im Oktober 1866 (7m3), das bei Duplizität natür­ lich auch eine entsprechend größere Amplitude erhält, also etwa 7m3—12’" vis. Das erinnert sehr stark an die DQ Herkulis-Novae. Allerdings nahm auch dieses Aufleuchten 4mal schneller ab, auch wenn die Mitwirkung des roten Riesen berücksichtigt wurde. Die spätere Lichtkurve zeigt einige kleinere, aber doch sichergestellte Aufleuchten, so 1913— 1914 und 1931—1932. Sonst sind .größere Schwankungen seltener. So zeigte eine sorgfältige Prüfung von 12 König­ stuhlplatten 1893—1917 die Helligkeit nur zwischen 11“1 und llm6 veränderlich. Platten von 1913/14 liegen nicht vor. Daß der rote Riese ebenfalls veränderlich ist, ist nicht aus­ geschlossen und bei einem M-Riesen auch nicht unwahrscheinlich. Es kommen jedenfalls auch vorübergehende kurze Lichtschwächungen bis l l n,8 vor, z. B. Mai 1931. Besonders auffällig erschien mir ein durch 2 Sonneberger und 3 Bamberger Platten belegtes Minimum 1936 Mai 15-—16, unmittelbar vor dem Beginn des eigentlichen Anstieges zum Maximum 1938; die Helligkeit stieg darauf von ihrem langjährigen Mittelwert l l m2 auf 10m8 im Sommer 1936. Die beigegebene Lichtkurve enthält im oberen Teil 307 photographische Beobachtungen des Zeitraumes 1929—1941 auf Bamberger und Sonneberger Überwachungsplatten und darunter 290 visuelle Beobachtungen 1936—1942. Die Übereinstimmung ist recht befriedigend mit Ausnahme des visuellen Minimums im Juli 1938, das offenbar auf Voreingenommenheit des erwarteten Wiederabstieges zurückzuführen ist. Die Anstiegsgeschwindigkeit betrug in ihrem letzten Teil von 10m6 bis 10n,0 phg 35d, war also noch langsamer als bei den RT Ser-Novae. Die Normalhelligkeit früherer Jahrzehnte war jedenfalls im April 1942 noch nicht wieder erreicht. Die entscheidende Frage ist nun, welche Stellung dieses Aufleuchten im Rahmen der übrigen Novae einnimmt. Zunächst dürfen wir keinesfalls vergessen, daß unter den Novae mit rascher Entwicklung T CrB die am längsten bekannte ist, und bei solchen Novae Auf­ hellungen bereits mehrere Jahrzehnte nach dem Ausbruch normal sein könnten, obwohl sie uns als Ausnahme erscheinen. Die danach am längsten bekannte Nova Q Cyg 1876 hat, wie ich auf zahlreichen Sonneberger Triplettplatten 1935—1941 fand, kaum merkliche Schwankungen (14m2— 14m6 phg) gezeigt. RS Car 1895 hat dagegen nach Beobachtung von Bateson im Herbst 1933 ein Aufleuchten von < 1 5 m8 auf 14m3 gezeigt. Anderseits ist es nicht sicher, welchen Einfluß auf Lichtkurve und Spektrum die nach obigen Ausführungen sehr wahrscheinliche Duplizität hat. In diesem Zusammenhänge sei auf einige Schwierigkeiten der Duplizitätshypothese hingewiesen: und zwar: 1. die Beobachtung des Spektrums während des Maximums 1866, die ausdrücklich mit dem von a Ori u. ß Peg verglichen wurden, und die, wenn man jenen visuellen Beobachtungen Glauben schenken darf, l B . Z., 20, 22 (1938). B. Z., 20, 23 (1938). 3 A. N ., 266, 265 (1938). i A. N ., 266, 375 (1938). & Z. f. Astroph., 17, 240 (1938), 19, 16 (1939). c Nach Himpel-Jantsch wahrscheinlich getrennt. B. Z., 25, 80, K, Himpel, Die uuvaähnliclien veränderlichen Sterne. 2 18 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

von denen normaler Novaspektren abweichen. 2. Die sicher nachgewiesenen Minima in der Lichtkurve, vor allem jenes deutliche Minimum unmittelbar vor dem Beginn des Aktivitäts­ stadiums 1936, sind typisch für NV, aber wie soll es erklärt werden, wenn die Mitwirkung des heißen Begleiters im Minimum, d. h. bei der Helligkeit 11*2 phg, nicht merklich ist? 3. Noch zu klären ist die Tatsache, daß mindestens vor 1938 zwischen Lichtkurve und Spektrum kein deutlicher Zusammenhang bestand. Das ist bei den NV verwandten Sternen (am deutlichsten bei XX Oph) keine Ausnahme, muß aber im Rahmen der Duplizitätshypothese noch geklärt werden. Ergebnis: Hält man sich streng an die Definition, daß als Novae nur Sterne mit ein­ maligem Aufleuchten bezeichnet werden, dann muß T GrB den NV zugewiesen werden. Tat­ sächlich würde damit auch der sonstige Befund weniger isoliert dastehen. Zu erwägen wäre noch, daß T GrB zu den DQ Her-Novae in ähnlicher Beziehung steht, wie etwa RS Oph zu normalen Novae. 36. BF Gygni. Bemerkenswerter Veränderlicher, dessen Spektrum große Ähnlichkeit mit Novae und P Cyg-Sternen hat.1 Die Lichtkurve zeigt zwar auch Aufhellungen, die aber nicht dis­ kret hervortreten, dafür aber eine bei einem Bep-Stern auffallende Periodizität von ~754d. Die Gesamtamplitude ist mit 4ml ebenso groß, wie bei Z And und anderen Vertretern dieser Gruppe. Ergebnis: Trotz des Fehlens diskreter Aufleuchten darf im Hinblick auf die große Ampli­ tude und das Spektrum der Stern noch als unregelmäßiger NV bezeichnet werden. 37. Gl Gygni. Nach Lichtkurve und Spektrum typischer NV, der ein großes Aufleuchten 1921 gezeigt hat2; daraufhin fand ich3 im Juli 1937 eine deutliche Aufhellung, bei der der FI von + lm0 auf + 0m7 abnahm. Dieser für einen NV auffallend große FI wird durch das Spektrum voll bestätigt, in welchem neben zahlreichen Anzeichen sehr hoher Anregung auch solche sehr niederer Temperatur (TiO-Banden, entsprechend der Klasse M 4) Vorkommen. Ebenso wie bei Z And und anderen scheint es sich auch hier um enges Zusammenstehen zweier sehr ver­ schiedener Sterne zu handeln. Nach dem Aufleuchten 1937 erreichte der Stern 1938 ein Mini­ mum 12m8, in welchem der FI von + l m0 im Mittel auf +1"T anstieg. Darauf folgten bis 1942 nur sehr geringe Schwankungen von 0m4 Umfang. Die beigegebene Lichtkurve, die die in 2 gegebene ergänzt, wurde aus Beobachtungen von insgesamt 203 Bamberger und Sonneberger Überwachungs- und Triplett platten abgeleitet sowie im unteren Teil 145 visuelle Beob­ achtungen 1937— 1942. Zu erwähnen wären noch 3 Beobachtungen auf Heidelberger Platten aus den J ahrenl891,1901 und 1904, die gerade in die Lücken der Lichtkurve in 2 fallen und den Stern schwach zeigen (12m5). Ergebnis: Der bemerkenswerte NV ähnelt Z And weitgehend. 38. EYCygni. Trotz sehr zahlreicher eigener Beobachtungen auf Grund 300 Sonne­ berger Platten 1927— 1941 sowie 134 visueller Beobachtungen 1941— 1943 konnte ich außer den schon bekannten Aufleuchten (1927 Oktober, 1930 Dezember u. 1935 Mai) kein weiteres finden, ebenso auch nicht verschiedene andere Beobachter.4 Es ist daher sicher, Das Maximum 1927. daß die Intervalle hier viel länger sind als bei normalen U Gem-Sternen, 1927 AugustA ugust 29 29 14.314.3 trotzdem die Amplitude mit 4m4 hinter der einiger U Gem-Sterne zu­ September 1 14.9 rückbleibt. Im Minimum ist der Stern veränderlich 15m0—15m8. Auf­ 3 14.7 fallend ist noch, daß unmittelbar vor dem Aufleuchten 1927 eine 8 14.9 21 11.4 Beobachtung den Stern viel heller gibt, als jemals später im Minimum, 23 11.8 ein ebenfalls abnormes Verhalten (vgl. Tabelle). Die galaktische Breite 28 12.9 ist mit +2° niedriger als das Mittel (+25°) der bekannten U Gem- 30 13.7 Sterne. Jedenfalls liegt hier ein U Gem-Stern mit sehr langen Inter­ Oktober 3 14.8 vallen vor. Wie eng die Beziehung dieser Sterne zu den NV ist, 16 15.2 27 15.2 muß noch geklärt werden. 31 15.5 Ergebnis: U Gem-Stern mit abnorm langen Intervallen. 1 Pop. Astron., 48 (1940) Novemberheft; Die Sterne, 22, 46 (1942); Harv. Bull., 915, S. 19. 2 Harv. Bull., 906 (1936), S. 3. 3 A. N ., 270, 183 (1940). ■) 3. B. A.N., 268, 271; Harv. Ann., 104. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 19

39. GY Cygni. Weitere Beobachtungen dieses schon früher beschriebenen1 Sternes auf Sonneberger Platten 1938—1941 zeigten nur geringe Schwankungen um die Helligkeit 12m0 phg. Aufhellungen scheinen demnach selten zu sein. Erst eine eingehende Untersuchung des merk­ würdigen Spektrums könnte aber die Frage der Zugehörigkeit zu den NV klären. Ergebnis: Lichtkurve und Spektrum lassen eine Zugehörigkeit zu den NV vermuten, doch sind weitere Beobachtungen, vor allem des Spektrums, erforderlich. 40. MX Cygni. Nach Ross und Z esse witsch2 soll der Stern zwischen 10mund 12m veränder­ lich sein, nach Böhme3 aber unsichtbar (<13m3phg). Auf 22 der besten Sonneberger Triplett- platten dieser Gegend, auf denen der Stern allerdings sehr nahe am Rande steht, ist er von 1934 bis 1941 unsichtbar (<14ml— < 14m5phg) gewesen. Trotz der bekanntlich sehr groben Angaben von Ross ist in diesem Falle der Widerspruch doch auffallend (vgl. auch AM And Nr. 4). Ergebnis: Weitere Klärui^g des Falles bleibt abzuwarten. 41. V 407 Cygni. Nach den bisherigen Angaben Nova vom RT Ser-Typ innerhalb der Grenzen 14m—< 17n,5 phg. Die Helligkeitsabnahme 4m in 3 Jahren ist aber doch zu groß, um den Stern mit dem Prototyp oder mit FU Ori vergleichen zu können. Viel zutreffender ist ein Vergleich mit Novae, wie DO Aql und RR Pic, deren Helligkeitsabfall von der gleichen Größenordnung war. Ergebnis: Es handelt sich um eine Nova, die zwischen den Normalnovae und den RT Ser- Sternen steht. 42. P Cygni. Trotzdem die auffallenden Helligkeitsänderungen dieses Sternes im 17. Jahr­ hundert stattfanden, ist er von zahlreichen Beobachtern verfolgt worden, so daß sein Licht­ wechsel verhältnismäßig gut bekannt ist. Aus den vorliegenden Angaben habe ich die bei­ gegebene Lichtkurve abgeleitet, da eine solche bisher noch nicht gegeben worden ist. Man er­ kennt daraus als Wichtigstes: P Cyg hat 2 Aufleuchten gezeigt, von denen das erste breiter war als das zweite; daß es auch heller war, ist nicht ausgeschlossen, aber aus den dürftigen Angaben nicht zu entscheiden. Eine sehr auffallende Ähnlichkeit in dieser Hinsicht zeigt AR Pav sowie auch AG Car. Postmaximale Schwankungen im Umfange von etwa lm dürften nach beiden Aufleuchten, vor allem aber nach dem ersten, sicher sein. Die Gesamthelligkeitsänderung ist groß, von 3m5 bis f^7m, denn die bestimmten Angaben verschiedener Beobachter, selbst in kleinen Fernrohren den Stern nicht gesehen zu haben, lassen auf das Erreichen mindestens der 7. Größe schließen, nachdem gute Augen mühelos bis 6,n2/3 zu sehen vermögen. Die jetzige Normalhelligkeit 5m2—5m3, die ungefähr in der Mitte zwischen den Extremwerten liegt, hat der Stern erst 1705 wieder erreicht; eine nicht ganz sicher verbürgte Schwächung von 0m3 könnte um 1785 stattgefunden haben. Völlig schwankungsfrei ist die Helligkeit aber auch jetzt nicht, wie lichtelektrische Beob­ achtungen, die innerhalb eines Monats eine Veränderlichkeit von 0m16 ergaben, beweisen.4 Wahrscheinlich sind Schwankungen kleineren Umfanges bei P Cyg-Sternen überhaupt die Regel, wie z. B. auch die lichtelektrischen Beobachtungen von Guthnick und Prager bei dem P Cyg-Stern BD +5° 1267 rasche Schwankungen innerhalb 0ra2 ergaben.5 Zahlreiche eigene visuelle Beobachtungen 1935—1942 zeigten keine verbürgbaren Schwankungen > 0 m3. Besonders hervorzuheben ist der große Einfluß, den gerade bei diesem Objekt die Stellung im Positionswinkel erreichen kann und wodurch rasch wechselnde Schwankungen im Umfange bis 0,n4 vorgetäuscht werden können. Beobachtungen mit freiem Auge sind daher zu vermeiden. Die Durchsicht von 20 ausgewählten Überwachungsplatten 1929—1941 zeigte keine merklichen Änderungen > 0 m3 um die Helligkeit 5m6 phg. Zum gleichen Resultat kam Hoffleit6 für den Zeitraum 1925— 1932. Der FI ist + 0 m4. 1 A .N ., 243, 361, 255, 369, Gorki, Bull., 4, 315 (1934), A.N., 270, 184 (1940). 2 A. N ., 247, 124 (1932). 3 A. N ., 264, 269 (1937). 4 Observ., 59, 88 (1936). & Kleinere Veröff. Berlin-Babelsberg, Nr. 8 (1930). ß'Harv. Bull., 892, S. 20 (1932). 20 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H download im p e l, unter www.biologiezentrum.at

Die wichtigsten Untersuchungen der neueren Zeit galten begreiflicherweise dem Spektrum.1 Danach kann kein Zweifel bestehen, daß wir es bei P Cyg mit einer den Stern um­ gebenden ungeheuer ausgedehnten Atmosphäre zu tun haben, in der sich die Atome beschleu­ nigt nach außen bewegen. Der auffallende Unterschied in der Farbtemperatur und der Isoni- sationstemperatur erklärt sich ohne weiteres aus der sehr starken Abweichung von der Inten­ sitätskurve des schwarzen Strahlers. Die absolute Helligkeit ist ziemlich sicher bekannt und beträgt —3M. Im Maximum hätte P mit —5M also ungefähr dieselbe Helligkeit erreicht, wie die Mehrzahl normaler Novae. Ergebnis: Der Stern ist Prototyp einer besonderen Gruppe von NV und zeigt unter allen P Cyg-Sternen die größte Amplitude des Lichtwechsels. 43. S Doradus. Der in der großen Magellan’schen Wolke stehende Stern hat die größte bisher bekannte absolute Helligkeit —9M, während die hellsten Sterne in den sonst bekannten Systemen nicht über —7M hinausgehen. Nach Ausweis lang exponierter Aufnahmen ist der Stern mit umgebenden Nebelmassen physisch verbunden. Er zeigt ein typisches P Cyg-Spek- trum und unregelmäßige Helligkeitsschwankungen von lm5 Umfang, insbesondere eine lang­ same Zunahme der mittleren Helligkeit. Eigene Beobachtungen wurden durch den nebligen Untergrund sehr erschwert; auf 12 ausgewählten Platten war im Zeitraum 1937—1938 keine verbürgte Schwankung um die Hellig­ keit 9™2 zu erkennen. Ergebnis: Angesichts des Fehlens diskreter Aufhellungen kann der Stern nicht als typischer NV bezeichnet werden, er ist aber dem NV nach Ausweis seines Spektrums nahe verwandt. 44. HV 5495 (Doradus). Der in der großen Magellan’schen Wolke stehende Stern hat Ähnlichkeit mity Cas (Nr. 30) und Nr. 28. Beobachtet wurde ein Maximum von l ml Höhe. Die absolute Helligkeit ist sehr hoch (—6M5).2 Ergebnis: Der Veränderliche ist den NV vom P Gyg-Typus hinzuzurechnen. Er und S Dor sind unter insgesamt H P Cyg-Sternen in den Magellan’schen Wolken die einzigen mit größeren Helligkeitsschwankungen. 45. S Fornacis. Trotz der Angabe scheinbar sehr auffälliger novaähnlicher Helligkeits­ änderungen sowie späterer Veränderlichkeit hat sich dieser von mir in meiner Arbeit über die vermißten Sterne3 behandelte Stern als höchstwahrscheinlich unveränderlich herausgestellt. Ergebnis: Der Stern ist unveränderlich. 46. Z Geminorum. Früher als einer der sichersten Fälle der vermißten Sterne angesehen, wird die Realität des Lichtwechsels heute stark bezweifelt. Ludendorff4 zählte ihn noch als möglicherweise zu den NV gehörend auf. Payne-Gaposchkin5 sieht in ihm einen ,,now discarded variable“. Ergebnis: Die Realität eines Lichtwechsels ist fraglich. 47. SY Geminorum. Trotzdem bei diesem vermißten Stern mehrere Maxima behauptet wurden, kann der Fall immer noch nicht als völlig geklärt bezeichnet werden. Payne-Gaposch­ kin bezeichnet den Stern als ,,probably not a nova“ 6. Ergebnis: Der Fall ist immer noch nicht gesichert geklärt. 48. VZ Geminorum. Die starke Verschiedenheit der beiden BD-Beobachtungen in Ver­ bindung mit der jetzt sehr geringen Helligkeit 16ni läßt Zugehörigkeit zu den Novae oder im Hinblick auf die rasche Abnahme der beiden BD-Helligkeiten eher zu den NV möglich er­ scheinen. Payne-Gaposchkin bezeichnet den Stern als „probably a nova“.7

1 Nach der G. u. L. wäre an wichtigen Arbeiten zu erwähnen: Astrophys. J., 81, 06 (1935), 84, 1 (1938), 90, 727 (1940); M. N ., 95, 580 (1935); Z. f. Astrophys., 11, 303, 4 (1936); 136 (1938). 2 Harv. Bull., 913, S. 4 (1940). 3 A. N ., 272, 271 (1942). ■I Hdb. d. Astrophys., VI/2, 70 (1928). „Variable Stars“, S. 217 (1938). „Variable Stars“, S. 233 (1938). „Variable Stars“, S. 233 (1938). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 21

49. WY Geminorum. Der Stern fand hier Aufnahme auf Grund seines sehr bemerkens­ werten Spektrums M a pec.1 Es kann kein Zweifel bestehen, daß wir es auch hier mit zwei Sternen zu tun haben, einem heißen schwächeren Begleiter und einem roten Riesen. Die Helligkeit zeigte auf 67 Bamberger Platten 1928— 1939 in sehr flachen Wellen verlaufende Schwankungen 9,n5—9m7 phg, der FI ist -flm8. In meiner Reihe sowie den fremden Beob­ achtungen (hauptsächlich in Harvard) sind merkliche Aufhellungen nirgends zu erkennen. Ergebnis: Die heiße Komponente der Veränderlichen ist ihrem Spektrum nach den NV verwandt. 50. Zi 995. Der von mir2 kürzlich untersuchte Stern scheint nach Spektrum, Licht­ kurve und FI weitgehende Ähnlichkeit mit WY Gern zu haben. Eine genaue Untersuchung, vor allem des Spektrums, ist aber erforderlich. Ergebnis: Wahrscheinlich ein mit den NV verwandter Stern, doch reicht das vorhandene Material zur Entscheidung nicht aus. 51. Nova Geminorum (1892). Stratton3gibt eine von Barnard entdeckte Nova (Ort: 6'1 53"' I s, +17° 7.! 2 [1900‘0]), die Payne- Gaposchkin4 als „probably not a nova“bezeichnet. Keiner der beiden Autoren gibt irgendeine Literatur, so daß der Fall noch aufzuklären bleibt. Ergebnis: Eine Entscheidung muß abgewartet werden. 52. RW Herculis. Der Stern scheint zu den besser gesicherten vermißten Sternen der BD zu gehören, da er dort verhältnismäßig hell, 8"’9, geschätzt wurde, jetzt aber < 13m ist. Ergebnis: Vielleicht hat der Stern 1855 eine novaähnliche Aufhellung gezeigt. 53. YY Herculis. Den Literaturangaben5 zufolge könnte es sich um einen NV mit offenbar langsamem Maximum handeln. Weitere Bestätigung, vor allem in spektroskopischer Hinsicht, ist aber erforderlich. Nach 39 visuellen Beobachtungen 1943 März—November war der Stern nahezu unverändert 12n,6. Ergebnis: Der Stern gehört vielleicht zu den NV, doch läßt das Material eine Entscheidung noch nicht zu. 54. BF Herculis. Die wenigen Beobachtungen Reinmuths lassen eine Entscheidung, ob es sich um eine den NV ähnliche Aufhellung gehandelt hat, nicht zu, dagegen wurde eine weitere Aufhellung 1943 Mai beobachtet. Ergebnis: Der Stern gehört vielleicht zu den NV, doch sind zur Entscheidung weitere Beobachtungen erforderlich, vor allem solche des Spektrums. 55. Z Hydrae. Nach der Darstellung in G. u. L. I wäre an gelegentlich stärkere Schwan­ kungen mit mehr oder weniger entfernter Verwandtschaft zu den NV zu denken. Insgesamt 28 Überwachungsplatten aus Sonneberg 1933 und Windhuk 1935/36 zeigten den Stern jedoch unverändert 9m9 phg. Ergebnis: Der Stern ist mindestens zeitweise unveränderlich, so daß eine Entscheidung noch abgewartet werden muß. 56. RW Hydrae. Ein weiterer sehr bemerkenswerter Fall, daß ein heißer Stern mit P Cyg-Spektrum und ein roter Riese zusammenstehen.6 Das Spektrum K8e pec zeigt auf sehr spätem Kontinuum alle Anzeichen hoher Anregung. Der rote Riese ist, ähnlich wie im System R Aqr, ein langperiodischer Veränderlicher mit 370d Periode und einer allerdings abnorm kleinen Amplitude von l‘"2. Sein Spektrum schwankt zwischen K5e und M2e. Dagegen ist über eine Veränderlichkeit der heißen Komponente nichts Näheres bekannt, größere Aufhellungen sind jedenfalls noch nicht beobachtet worden. Ergebnis: Die heiße Komponente des Veränderlichen ist ihrem Spektrum nach dem NV verwandt, doch ist eine Zuordnung zu diesen angesichts des bisherigen Fehlens von Auf­ hellungen nicht möglich. 1 „Variable Stars“, S. 311, 317 (1938); Struve, Ap. J., 93, 455 (1941). 2 B . Z., 23 142 (1941). 3 Hdb. d. Astrophys., VI/2, S. 254 (1928). 4 „Variable Stars“, S. 233. " Plant, A.N., 244, 296 (1932); Böhme, A. N., 268, 73 (1939). „Variable Stars“, S. 310, 311, 316 (1938). 22 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H idownload m p e l ,unter www.biologiezentrum.at

57.y]i Hydri. Die angegebenen. Helligkeitsgrenzen dieses der Veränderlichkeit verdächtigen Ao-Sternes sind zwar auffallend groß (5m—9m2), doch beruht die Angabe der Veränderlichkeit letzten Endes doch nur auf einer einzigen Platte, so daß ich den Stern bei den vermißten Sternen mitbehandelt1 habe. Nach meiner Untersuchung auf Windhukplatten ist der Stern wahrscheinlich unveränderlich. Am ratsamsten wäre daher eine Prüfung jener erwähnten Platte. Ergebnis: Der Stern ist wahrscheinlich unveränderlich. 58. RZ Lacertae. Ich erwähne diesen Stern einmal als Prototyp einer großen Gruppe von Sternen, die in den Katalogen weitergeführt werden, ohne daß je eine Veränderlichkeit sicher bewiesen werden konnte, dann aber, da Payne-Gaposchkin2 ihn ausdrücklich als „recognized variable“ bezeichnet, obwohl die Originalmitteilung Shapleys kaum mehr als eine bloße Verdächtigung des Sternes bedeutet, die von keinem zuverlässigen Beobachter bestätigt werden konnte.3 Der Stern, dessen Spektrum vielfach als A0 gegeben wird, hat aber im Merrill-Burwell-Katalog4 die Nr, 391 und sein Spektrum ist zu Bge gegeben, womit Verwandtschaft mit den P Gyg-Sternen in Betracht käme. Eigene Beobachtungen3 sowie die von Böhme3 ergaben aber keine Veränderlichkeit. Viele derartige Sterne, bei denen nie eine gesicherte Veränderlichkeit gefunden wurde, sind frühe Typen, zumeist visuell verdächtigt. So seien hier nur erwähnt R Ant, UW Aqr, GO Aur, S CMa, X Gan ven, XZ, YY Gas, V, VZ Gep, S Gam, UU, YZ, GF u. LW Gyg, RS Get, VV Dra, WX Gem, UY, TY, TZ Her, YY, SS Per, TX Sco, Z Scul, X, RT Tau, SZ UMa u. a., für die die vorliegenden Beob­ achtungen, in vielen Fällen aber eigene, noch unveröffentlichte Reihen auf Bamberger und Sonneberger Platten mit großer Wahrscheinlichkeit zugunsten der Unveränderlichkeit mindestens innerhalb der normalen Grenzen (0m3) sprechen. Nur bei einem geringen Teil dieser und ähnlicher Sterne mag, vor allem im Hinblick auf das frühe Spektrum, eine Ver­ wandtschaft zu den NV oder zu den RW Aur- oder BN Ori-Sternen in Betracht kommen. Auch weiße unregelmäßige Veränderliche großer Amplitude, wie SV Gep und VX Gass, sind ja von einigen Beobachtern als nur gering veränderlich oder überhaupt unveränderlich angesprochen worden, doch dürfte es nach meiner Erfahrung bei genügend langer Zeitdauer einem erfahrenen Beobachter immer möglich sein, eine zuverlässige Entscheidung zu treffen. Ergebnis: Der Stern sowie eine größere Anzahl dabei aufgezählter ähnlicher Fälle sind sehr wahrscheinlich unveränderlich. 59. T Leonis. Von diesem von mir unter den vermißten Sternen5 aufgeführten Stern wurde 1862 ein eigenartiges Doppelmaximum behauptet, ähnlich wie es z. B. bei GY Ori als Regel vorzukommen scheint.6 Auffallend ist, daß der Stern in 1°5 Abstand von RZ Leo steht. Auf einer Heidelberger Platte aus dem Jahre 1919 ist am BD-Ort ein Stern 15m4 phg, der visuell < 1 3 m5, ebenso unsichtbar auf Sonneberger Überwachungsplatten ist. (<13m phg). Ergebnis: Ein Stern mit vielleicht reellem Aufleuchten novaähnlichen Charakters. Hiezu ist noch folgendes zu bemerken: Prager stützt sich bei seiner Streichung des Sternes aus Katalog und Ephemeriden auf eine Bemerkung in Havards Annals, 55, 70, obwohl dort- selbst ohne irgendwelche eigene Beobachtung nur die Meinung ausgesprochen wird, der Lichtwechsel könne vielleicht nicht reell sein. 60. U Leonis. Der vielfach den besser gesicherten Fällen der vermißten Sterne zu­ gerechnete Stern hat vielleicht Ähnlichkeit mit Nova Ari Nr. 1, und wurde von mir in meiner zitierten Arbeit über die vermißten Sterne7 diesbezüglich aufgeführt. Ergebnis: Der Stern hat vielleicht eine allmähliche Helligkeitsabnahme größeren Umfanges gezeigt.

1 A. N ., 272, 271 (1942). 2 „Variable Stars“, S. 323 (1938). 3 A. N ., 268, 73; 270, 186. 4 Mt. Wils. Contr., Nr. 471 (1933). 6 A. N ., 272, 271 (1943). G A. N ., 238, 23 (1930). A. N ., 272, 271 (1942). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 23

61. RZ Leonis. Die hohe galaktische Breite (+60°) und ein offenbar kurzes Maximum sprechen eher für Zugehörigkeit zu den NV als'zu den typischen Novae. Eine Prüfung der Heidelberger Entdeckungsplatte ergab die Helligkeit 12ml. Auf einer weitreichenden Platte 1919 April 5., also ungefähr ein Jahr später, ist der Stern unsichtbar (c 16”l5), ebenso auf 5 weiteren Platten bis 1924 (< 16m) im Durchschnitt. Weitere Überwachung dürfte lohnend sein. Ergebnis: Der Stern ist wahrscheinlich ein typischer NV. 62. TU Leonis. Es war bei diesem Stern eine Verwechslung mit einem Nachbarstern ein getreten, der offenbar unveränderlich ist.1 Der wirkliche Veränderliche war nur auf einer PI atte hell, und mehrere Beobachter haben kein weiteres Aufleuchten gefunden.2 Ist das auf dieser Platte festgestellte Aufleuchten (es handelt sich um 3 Größenklassen Umfang) reell, dann sollten wir es wohl mit einem NV oder allenfalls einem U Gern-Stern mit seltenem Aufleuchten zu tun haben (vgl. auch SW UMa Nr. 100). Ergebnis: Weitere Überwachung, vor allem eine genauere Prüfung der Entdeckungsplatte ist erforderlich, bevor man den Stern zu den NV oder U Geminorium-Sternen einreihen könnte. 63. RU Lupi. Das sehr auffällige Sonderspektrum in Verbindung mit unregelmäßigen Helligkeitsschwankungen größeren Umfanges ließ den Verdacht, daß es sich um einen NV handeln könnte, sehr begründet erscheinen. Eine Untersuchung auf 63 Windhukplatten 1935—1938 ergab aber RW Aur-artigen Lichtwechsel, ein bei einem derartigen Spektrum besonders bemerkenswertes Ergebnis. Etwas Ähnliches hatte der offenbar nahe verwandte Stern DI Gar ergeben (Nr. 25). Ergebnis: Es handelt sich um einen RW Aur-Stern mit Sonderspektrum. 64. RZ Muscae. Das Spektrum Ap wäre bei einer derart großen Amplitude und der Periodizität von 360d oder auch 180d eine auffallende Ausnahmeerscheinung, die dann auf Verwandtschaft zu den NV hinweisen könnte; vgl. BF Cyg (Nr. 36). Ergebnis: Vor einer Bestätigung des Spektrums kann eine Klassifikation des Sternes nicht erfolgen. 65. SY Muscae. In spektroskopischer Hinsicht3 einer der merkwürdigsten Veränder­ lichen. überhaupt. Es zeigen sich zahlreiche helle Linien des Wasserstoffs und der Metalle, wogegen die sonst bei ähnlichen Sternen auftretenden [0 11 IJlinien nicht sicher nachzuweisen sind. Hinweise auf Duplizität sind bei diesem Spektrum, das in manchem Z And sehr ähnelt, nicht anzutreffen. Die Lichtkurve ist für den Zeitraum 1898—1935 sehr eingehend studiert worden:4 Sie zeigt einen normalen langperiodischen Verlauf (P=623d) mit auffallend geringer Amplitude (0m7—0m9) und einem Doppelmaximum mit 0ml Einsenkung dazwischen. Jeden­ falls sind weder Aufhellungen noch plötzliche Minima zu erkennen gewesen. Eigene Beob­ achtungen auf 44 Windhukplatten 1935—1938 erweiterten das Ergebnis um diesen Zeitraum. Beobachtet wurde ein Maximum 2,427.920 (llm5), B—R+20d und ein Minimum 8200 : (12m3). Auch meine Beobachtungen, die ich zur Feststellung etwaiger kleiner rascher Schwan­ kungen besonders sorgfältig ausgeführt habe (doppelte Wiederholung in verschiedener Reihen­ folge), konnten Schwankungen oberhalb der Beobachtungsgenauigkeit (> 0 n,2) nicht finden. Ergebnis: Bei sehr auffälligem, mit den NV verwandtem Sonderspektrum zeigt der Stern einen für ein solches Spektrum völlig abnormen regelmäßigen Lichtwechsel kleiner Amplitude. Angesichts des Fehlens irgendeiner Aufhellung muß eine unmittelbare Einweisung zu den NV unterbleiben. 66. Nova Normae Nr. 2. Eine auf jeden Fall abnorme Nova. Das Maximum dürfte ziemlich sicher erfaßt sein, die Amplitude ist daher relativ klein (8m). Die Konstanz im Maximum hat mindestens 33d, wenn nicht sehr viel länger gedauert. Es ist also Zugehörigkeit zum RT Ser-Typ nicht ausgeschlossen. Meine eigenen Beobachtungen hatten folgendes Resultat:

1 Gorki, Bull., 4, 279 (1934). 2 A. N ., 259, 149 (1935); Harv. Bull., Nr. 896, S. 16 (1932); Aarhus Medd, Nr. 11, S. 74. 3 „Variable Stars“, S. 311, 317. * B. A. N., Nr. 256 (1934); Harv. Bull., Nr. 906, S. 6. 24 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Auf der sehr weitreichenden Johannesburgkarte —52° 64 (1916) am Ort ein Stern 15?8. Eine Durchsicht der vorhandenen besten Windhukplatten ließ nur auf zwei Platten am Ort obigen Sternes die Spur eines Sternes etwa 14m vermuten. Vielleicht war er 1935 April 3 0m2 heller als 1936 Juli 12. Die Realität dieser Sternspur kann leider nicht völlig sicher verbürgt werden. Ist die Sternspur reell, dann ist die Zugehörigkeit zum RT Ser-Typ sicher, da normale Novae nach 16 Jahren nicht 2'1' über der Minimumhelligkeit sind. Ergebnis: Möglicherweise Nova oder allenfalls NV vom RT Ser-Typ, doch sind weitere Beobachtungen unbedingt erforderlich. 67. RS Ophiuchi. Zusammen mit T Pyx der wichtigste Vertreter der NV, zugleich auch der einzige helle NV in neuerer Zeit. Er gehört zu den auch in spektroskopischer Hin­ sicht bestuntersuchten Novae und NV überhaupt; es können daher hier unter Verweis auf die umfangreiche Literatur1 nur die wichtigsten Punkte zusammengestellt werden: 1. RS hatte zwei große Ausbrüche; nach der neuesten Untersuchung2 kann ver­ mutet werden, daß der erste dem zweiten vielleicht sehr ähnlich war mit einem hypothe­ tischen Maximum 1898 Juni 17. Ob auch bei dem zweiten NV mit zwei sicheren Aus­ brüchen, N Sgr 1919, das erste Maximum nur durch Beobachtungslücken schwächer vorgetäuscht wurde, hat auch Mc. Laughlin3 nicht ermitteln können. 2. Jedem der Maxima folgte ein deutliches Minimum von zirka lm Tiefe. Beim Ausbruch 1898 folgte drei Jahre später eine größere Aufhellung bis 10m5 phg. Dann folgten bis 1905 durschnittlich etwas zu hohe Helligkeitswerte mit einer im Jahre 1905 deutlichen Aufhellung zum Abschluß dieses Stadiums (10m9 phg). Sodann zeigten sich tiefere Minima und nach einer später nochmaligen Aufhellung die normale Helligkeit. Recht bemerkenswert ist nun, daß, insbesondere nach meinen eigenen visuellen und photographischen Beobachtungen eine auffallende Analogie nach dem Ausbruch 1933 hervortritt, ein weiteres Argument zugunsten der Annahme, daß die Ausbrüche 1898 und 1933 ungefähr dieselben Ausmaße hatten; 1942 März zeigte sich wieder eine stärkere Aufhellung.4 3. Vor dem Ausbruch 1933 scheint nach meinen Beobachtungen die mittlere Helligkeit etwas angestiegen zu sein.5 Dagegen sind einige Sonneberger Angaben,6 daß der Stern schon Juli 1933 stärkere Schwankungen bzw. den Beginn des Aufleuchtens gezeigt habe und gar, daß er zum Typus y] Gar gehöre, als durch meine Beobach­ tungen in Bamberg sowie vor allem die Harvardbeobachtungen widerlegt zu betrachten und wohl auf Verwechslungen zurückzuführen. Die genannte Untersuchung Pragers hat vielmehr ergeben, daß im eigentlichen Anstieg August 1933 die Helligkeitszunahme außerordentlich rasch war, und zwar 2m in 2h. 210 eigene photographische Beobachtungen auf Heidelberger, Bamberger und Sonneberger Platten, die sich über die Jahre 1899—1942 erstrecken, sowie 140 visuelle Beobachtungen 1937—1942 hatten folgendes Ergebnis: Auf Heidelberger Platten 1899—1914 zeigt der Stern Schwankungen llm0—12m3, und zwar einen Höchstwert U ”0 1905 Mai 27 und auffällige Minima 1899 April 12 (12m0), 1907 Juni 15 (12m0), 1912 Juli 12 (12m3). Auf Bamberger und Sonneberger Platten zeigten sich nach 1933 stärkere Schwankungen mit einer letzten Aufhellung 1939 Oktober (10m7 phg). Dann folgte ein sicher nachgewiesenes Minimum 1940 April llm4 visuell und 12ml phg. Die Normal­ helligkeit ist l l m0 visuell und H m4 phg; in der BD ist RS der Stern —6° 4661 9m5, d. h. also etwa entsprechend 10m5—llm visuell. In den Minima scheint der FI etwas zuzu­ nehmen, was freilich noch der Bestätigung bedarf. Insgesamt läßt sich also vermuten, 1 G. u. L., I. u. II. Ausgabe; „Variable Stars“, S. 229, 260; Tuchenhagen, 1. c., S. 71. 2 Prager, Harv. Bull., 912, S. 11. 3 Pop. Astr., 47, 493 (1939). i B. Z., 24, 53 (1942). 5 A. N ., 270, 184 (1940). 6 B. Z., 15, 54 (1933). ©AkademieDie d. noWissenschaften unähnlichen Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 25

daß der Stern nach seinem Ausbruch ungefähr 6—7 Jahre in stärkerer Aktivität ver­ harrt, um dann nach einem Minimum in den Normalzustand zurückzukehren; ersteres würde also gewissermaßen dem Postnovazustand, letzteres dem Exnovazustand ent­ sprechen. Ganz besonders wichtig sind die spektroskopischen Ergebnisse. Es soll hier vor allem auf einige Irrtümer und Mißverständnisse aufmerksam gemacht werden, da deren Beibehalt zu falschen Vorstellungen über die NV führen könnte. So bringt noch Tuchenhagen (1. c. S. 71) eine schon in der G. u. L., 2. Ausgabe, berichtigte Ver­ wechslung mit einem Nachbarstern mit einem Spektrum K im Jahre 1894. Aber auch das Spektrum G 5, dem 1923 das Kontinuum angehört haben soll, wird von Humason1 als kaum begründbar bezeichnet. Das letzte veröffentlichte Spektrum stammt von Humason aus dem Jahre 1936 und ähnelt in manchem dem von 1923. Die Zahl der über den Verlauf des Zyklus gewonnenen Spektra ist aber noch zu gering, um zu ent­ scheiden, ob und inwieweit ein enger Zusammenhang zwischen der Lichtkurve und den spektroskopischen Veränderungen besteht. Äußerst wichtig ist jedenfalls das Ergebnis, daß, entgegen früheren Ansichten, die entscheidende Novacharakteristik das Spektrum von RS Oph niemals verlassen hat, d. h. daß also dieser NV während seines langen Zyklus keinerlei Hinweis auf zeitweise Rückkehr zu den normalen Sternen liefert. Die Entfernung von RS Oph wurde von Wilson2 zu 1200 parsec geschätzt, entsprechend einer absoluten Helligkeit im Maximum von —6M5. Besonders hervorzuheben scheint mir noch, daß in seiner großen Arbeit über das Spektrum RS Ophi Say er3 eine Abschätzung der Masse der abgestoßenen Hülle versucht. Er findet 1028 g, einen Wert, der, wie Sayer bemerkt, dem für normale Novae mindestens gleichkommt. Soweit mir bekannt, ist dies der einzige Fall, daß an einem NV eine derartige Abschätzung versucht wurde. Ergebnis: Haupt Vertreter der NV. 68. FU Orionis. Über diesen Stern, der der am besten erforschte Vertreter der Novae oder NV vom Typus RT Ser ist, hat Hoffleit4 ausführlich berichtet. Infolge der langsamen Anstiegsgeschwindigkeit lag hier einer der sehr seltenen Fälle vor, wo der anfängliche prä­ maximale Anstieg gut verfolgt werden konnte. Hier, wie ungefähr auch bei RT Ser, kommt man zu 40d— 50d für diese Zeit, die bei normalen Novae kaum ld dauert. Das Verweilen im Maximum scheint auch hier sehr lange Zeit zu dauern und dürfte ein merklicher Wieder­ abstieg noch nicht nachweisbar sein. Nach eigenen, allerdings durch Randnähe gestörten Beobachtungen auf 8 Sonneberger Platten beträgt die Helligkeitsabnahme 1938 Februar bis 1941 September 0m6 (9m9—10m5), visuell war der Stern Herbst 1941 9m6. Hoffleit stellt beim Vergleich die nahe Übereinstimmung mit der Lichtkurve von RT Ser fest, ebenso wie die spektroskopische Analogie zu diesem sowie zu -q Gar und R Mon. Als sehr auffälliger Unterschied ist aber das sicher nachgewiesene Fehlen von Nebel bei RT Ser festzustellen, während bei den ändern 3 ausgedehnte Nebelgebiete in Verbindung mit dem Stern stehen. Mit dieser Ausnahme würden also die spektroskopischen Ergebnisse auf enge Verwandtschaft zu den Veränderlichen in Nebeln hinweisen. (R Mon ist in der vorliegenden Arbeit nicht besonders aufgeführt, da zwar sein Spektrum novaähnlich ist, aber Auf­ hellungen bisher nicht nachgewiesen sind.) Ergebnis: Der bestuntersuchte und neben dem Prototyp wichtigste Vertreter der RT Ser-Novae. 69. AR Pavonis. Unter den abnormen Bedeckungsveränderlichen mit den NV ver­ wandtem Spektrum, nämlich GG Gar, VV Gep, RY Scu und W Ser, nimmt AR Pav eine

1 Astrophys. J., 88, 228 (1938). 2 Astrophys. J., 80, 364 (1934). 3 Harv. Ann., 105, 21 (1936). 4 H arv. Bull., 911, S. 13. 26 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

ganz besondere Ausnahmestellung dadurch ein, daß die helle Komponente P Gyg-ähnliche Aufleuchten größeren Umfanges zeigt, während bei den anderen genannten Sternen nur kleinere unregelmäßige Schwankungen Vorkommen. Sieht man sich in der Bearbeitung von May all1 die Lichtkurve des Normallichtes außer­ halb der Bedeckung an, so fällt sofort die Ähnlichkeit mit P Cyg auf: Das 2. Maximum ist um 0m7 niedriger als das erste und erheblich kürzer und dazwischen zeigt sich ein Verhalten, das an das von P Cyg erinnert. Die Grenzhelligkeiten sind 8n,7—13m8 im Gesamten und 8.7—11.9 in der Helligkeit außerhalb der Bedeckungen, d. h. ein sehr ähnlicher Umfang wie bei P Cyg. Die Minima selbst sind sowohl in Tiefe als auch in Dauer derart variabel, daß an eine Ableitung der Systemkonstanten aus einer mittleren Lichtkurve nicht zu denken ist. Was allerdings für die Beurteilung über die Zugehörigkeit zu den Bedeckungsveränderlichen entscheidend ist, die Einhaltung der Periode, so scheint diese über den ganzen Zeitraum erfüllt zu sein. In allen besser beobachteten Minima scheint eine längere konstante Phase angedeutet. Eigene Beobachtungen auf 92 Windhukplatten sind in beigegebener Lichtkurve auf- getragen, wobei May alls Vergleichssterne benutzt wurden. Sie ergänzen die MayaU’sche Reihe sehr wertvoll, insbesondere, da das Minimum Oktober 1937 gut belegt ist. Die Beob­ achtungen zeigen den Stern zunächst auf dem absteigenden Ast vom zweiten großen Auf­ leuchten, nach welchem er offenbar nahezu konstant llm0 war. Das Minimum selbst war nicht sehr tief (12m4), man kann ein D ~100d und d~25d ablesen, allerdings reichen die drei Beobachtungen des aufsteigenden Astes zu näherer Aussage nicht aus. Im Minimum ist der Stern etwas röter als im Normallicht. Ist die Konstruktion einer mittleren Lichtkurve der Bedeckung nicht möglich, so kann man versuchen, wenigstens ganz allgemein eine Masse abzuschätzen2 und kommt hier zu außerordentlich hohen Werten, jedenfalls von der Größenordnung 100 Mq , wenn nicht weit mehr. Folgende Überlegung könnte aber einen Ausgleich schaffen: Es ist wahrscheinlich, daß die unregelmäßigen Schwankungen der P Gygni-Komponente zum Teil mit Änderungen des Sternradius oder besser der optisch wirksamen Fläche einhergehen, und zwar werden im allge­ meinen kleineren Flächen höhere Temperaturen und damit größere Helligkeit entsprechen und umgekehrt. Die Schwankungen der Tiefe und Dauer der Minima sowie auch das recht eigenartige Ergebnis, daß bei größerer Helligkeit vor der Bedeckung ein tieferes Minimum und umgekehrt bei geringerer Helligkeit ein flacheres Minimum zu folgen pflegen, fände damit eine Erklärung, und zwar ohne Zuhilfenahme der Annahme, daß auch die dunkle Komponente selbst im Radius veränderlich sei. Unter der Voraussetzung, daß die radialen Schwankungen der P Cyg-Komponente nicht raschwechselnd sind, d. h. also nicht schon innerhalb weniger Tage erfolgen, könnte so bei gründlicher Durchbeobachtung eines Minimums in Verbindung mit gleichzeitigen spektroskopischen Beobachtungen eine sichere Ableitung der Elemente erhofft werden. Ergebnis: Ein Bedeckungsveränderlicher, bei dem die helle Komponente typischer NV vom P Gyg-Typus ist. 70. AG Pegasi. Nach meiner bereits veröffentlichten Bearbeitung von Heidelberger Platten hat sich das Gesamtbild ganz wesentlich geändert, und zwar scheint der früher schwache Stern um 1855 zu einem ungefähr 50 Jahre langen Maximum 6m4 aufgeleuchtet zu sein, um dann nach einem hinsichtlich Tiefe und Dauer nicht näher bekannten Minimum zwischen 1907 und 1912 zu einer geringeren Helligkeit überzugehen. Die Ähnlichkeit mit RX Pup ist auffallend, zumal dann auch eine Erklärung für diesen Stern gefunden würde. Ergebnis: Ein jedenfalls abnormer NV, der vermutlich zwischen den RT Ser- und den P Gyg-Sternen stehen dürfte.3

1 Harv. Ann., 105, 625 (1937). 2 „Variable Stars“, S. 92. 3 In einer sehr wichtigen Notiz nach Abschluß vorliegender Arbeit findet M errill [P. A. S. P., 53, 124 (1941)] Ti O-Banden der Klasse M 1 entsprechend und schließt auf ein zusammengesetztes Spektrum. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 2 7

71. V Persei. Diese auf Harvardphotogrammen aufgefundene Nova hatte anscheinend ein länger dauerndes Maximum. Die maximale Helligkeit scheint sicher erfaßt zu sein und die Amplitude 9ni— < 16m könnte noch mit einem NV vom RT Ser-Typ vereinbar sein. Auch Ludendorff1 weist auf mögliche Beziehung zu den NV hin. Allerdings ist, wie schon in der G. u. L. bemerkt, bei einigen späteren Beobachtungen, die den Stern noch hell angaben, eine Verwechslung mit einem Nachbar 14'", der in 3S vorangeht, nicht ausgeschlossen. Eigene Beobachtungen auf 19 Triplettplatten 1935—1937 zeigen am Ort keinen Stern >16’" und auf 23 .Platten des 40-cm-Astrographen ist V Per 1939—1941 ebenfalls immer unsicht­ bar (<16m5—<17m5). Damit erhöht sich die Amplitude auf 8m5; es dürfte sich doch eher um eine normale Nova mit langsamem Verlauf handeln. Der erwähnte Stern ist ein Doppel­ stern 14m+14m. Ergebnis: Es handelt sich sehr wahrscheinlich um eine typische Nova und nicht um einen NV. 72. SZ Persei. Eine bereits veröffentlichte2 Bearbeitung von Heidelberger Platten führte die Angaben der Veränderlichkeit auf die beiden Bonner Sucherbeobachtungen zurück. Nachdem diese verhältnismäßig sicher zu sein scheinen, ist es nicht ausgeschlossen, daß es sich um eine reelle Nova in den Grenzen 10m5— < 16m5 gehandelt hat. Ergebnis: Vielleicht eine reelle Nova, doch sind die Grundlagen zu unsicher. 73. UW Persei. Den Ort dieses zumeist als Nova angesprochenen Sternes habe ich an Hand der Umgebungskarte von d’Esterre auf den besten Platten des 40-cm-Astrographen 1938—1941 nachgesehen; der Stern war immer unsichtbar. Ergebnis: Nach den sehr dürftigen Beobachtungsgrundlagen könnte es sich um eine echte Nova gehandelt haben, bei der das Maximum möglicherweise wesentlich heller war als die erste Beobachtung. 74. AX Persei. Ein bemerkenswerter NV mit zusammengesetztem Spektrum, ähnlich, wie es bei CI Cyg und Z And der Fall war.‘! Die Lichtkurve4 zeigt, stärker als bei Gl Gyg und auffallend ähnlich mit Z And, größere, offenbar ebenfalls verhältnismäßig langsame Auf­ leuchten. Wenn man von drei isolierten Beobachtungen 1887 absieht, so zeigen sich zwei große Aktivitätstadien in 31 Jahren Abstand und auffallenderweise jedesmal ein doppeltes Maximum. Beim zweiten Stadium wurde eine um ungefähr lm größere Helligkeit als beim ersten erreicht. 180 visuelle Beobachtungen 1937— 1942 und 103 phg Beobachtungen 1929— 1939 auf Bamberger Platten, die in beistehender Lichtkurve aufgetragen sind, hatten folgendes Er­ gebnis : Infolge der geringen Helligkeit und merklichen Abstandes vom Zentrum läßt sich aus den phg Beobachtungen nur sagen, daß der Stern im Beobachtungszeitraum nicht aufge­ leuchtet ist. Dagegen tritt in den visuellen Beobachtungen sehr sicher eine halbregelmäßige Veränderlichkeit mit einer ungefähren Periodizität von 550d hervor, deren Umfang 0m6—l111 beträgt. Ob es sich hiebei um Veränderlichkeit der roten Komponente handelt, ist nicht sicher, da ähnliche Periodizitäten bei NV durchaus nicht selten sind; vgl. z. B. BF Gyg, Z And u. a. Ergebnis: Die heiße Komponente des Sternes ist typischer NV, der mit Z And große Ähnlichkeit hat. 74 a. Nova Persei 1901. Unter Voranstellung, daß ich den Charakter dieser Nova als typischer Nova keineswegs in Frage stellen möchte, will ich hier auf sie eingehen, da sie einmal, soweit mir bekannt, die einzige typische Nova ist, bei der direkte Beziehung zu den den Stern umgebenden Nebelmassen sicher nachgewiesen ist3 (sonst nur bei y] Car, FU Ori und einigen anderen NV), dann aber, da sie die Nova mit der bei weitem stärksten post­ maximalen Variabilität ist, während sonst bei Novae nach Jahrzehnten eine nur noch geringe 1 Hdb. d. Aph. VI/2, S. 71. 2 B . Z., 24, 40 (1942). 3 „Variable Stars“, S. 311, 316; Ap. J.,91, 546 (1940). 4 Harv. Bull., Nr. 888, S. 23 (1912). 5 Gemeint sind hier natürlich fremde Nebelmassen, also nicht solche, die die Nova selbst erzeugt hat. ©Akademie d. Wissenschaften Wien; download unter www.biologiezentrum.at 28 K. Himpel,

Veränderlichkeit die Regel ist. Pay ne schließlich hat auf Grund dieser Schwankungen den RW Aur-Stern V Sagittae als vermutliche Exnova klassifiziert. Eine Durchsicht von 62 der besten Überwachungsplatten 1933—1940 sowie visuelle Beobachtungen 1941 zeigten den Stern meistens schwach (13'"—13m5), es kommen aber öfters Aufhellungen bis 12m4 vor. Der Gesamtumfang der Helligkeitsänderungen beträgt also in der Tat lm oder sogar etwas mehr. Mit V Sagittae ist die Lichtkurve aber trotzdem keinesfalls vergleichbar. Die Mög­ lichkeit, daß die stärkere Veränderlichkeit mit dem Nebel zusammenhängt, ist zu erwägen. Ergebnis: Normale Nova mit größeren postmaximalen Schwankungen. 75. RX Puppis. Der Stern hat innerhalb mehrerer Jahrzehnte nur ein sehr breites und tiefes Minimum gezeigt, Aufhellungen sind nicht bekannt, so daß die Lichtkurve1 eine Einordnung zu den R Coronae-Sternen zu befürworten schien.2 Das Spektrum ist aber so typisch novaähnlich, daß Payne-Gaposchkin8 schreibt: ,,It is far from certain that RX Pup, AG Peg and Z CMa are not in fact more nearly novae than anything else.“ Die Auffindung eines ähnlichen Minimums bei AG Peg läßt nun vermuten, daß es sich bei beiden Sternen um dasselbe Phänomen handelt, d. h. daß im vorigen Jahrhundert auch RX Pup ein schwacher Stern war, der dann zu einem längeren Maximum aufgeleuchtet ist. Da der Stern in CoD und CPD aufgenommen ist, muß das Maximum also mindestens 30 Jahre (bei AG Peg waren es 50) gedauert haben. Das Spektrum, das gewissermaßen einen Übergang zum Nebelstadium der Novae darstellt, dürfte diese Einordnung sehr befürworten. Eigene Beobachtungen auf 14 W indhukplatten 1937— 1938 zeigen den. Stern nahezu unverändert (llm5—llm7) und um 0,n8 heller als auf Johannesburg — 40° 32 (1928 März 13). Es ist damit der Nachweis erbracht, daß der Stern seine Helligkeit, die er vor dem Minimum zeigte, nach 1930 wieder erreicht hat, und daß also das Minimum selbst als noch viel länger anzusehen ist. Ergebnis: Wahrscheinlich ein abnormer NV, der möglicherweise Ähnlichkeit mit AG Peg aufweist. 76. T Pyxidis. Der bekannteste und wichtigste Vertreter der NV. In Intervallen von 12 und 18 Jahren folgten drei große Aufleuchten hintereinander, von denen das folgende jeweils heller wurde als das vorangehende; so war das Maximum 1920 um 0,n9 heller als das von 1902. Das vierte Intervall ist schon jetzt > 22 Jahre, also einerseits auf jeden Fall wieder erheblich größer als das vorangehende. Ein neuer Ausbruch, mit dem in absehbarer Zeit gerechnet werden kann, dürfte den Stern als mit freiem Auge gut sichtbare Nova (5m5—6m) erscheinen lassen. In der Normalhelligkeit ist der Stern offenbar recht wenig veränderlich. Eigene Beobachtungen auf 28 W indhukplatten April 1935 bis Februar 1938 zeigten den Stern nur gelegentlich eben angedeutet und wahrscheinlich unveränderlich, jedenfalls ohne merkliche Aufhellung. Auf 7 Sonneberger Südplatten 1933—1934 war der Stern un­ sichtbar ( d l 11’— < l l m5), ebenso nach neun Beobachtungen des visuellen Überwachungs­ programms 1937— 1942 (< llin-—d 2 m). Die spektroskopischen Beobachtungen sind nicht sehr zahlreich. Wichtig ist, daß Adams und Joy4 beim Ausbruch 1920 ein typisches Novaspektrum beobachteten, das dem der N Aql 3 zehn Tage nach deren Maximum weitgehend vergleichbar war. Die ^maximale Verschiebung der Absorptionslinien betrug —1800 km, einen Wert, der für typische Novae normal, aber größer, als es sonst bei NV beobachtet wurde, ist. Das letzte Spektrum stammt von Humason5 aus dem Jahre 1934 und zeigt ein kräftiges Kontinuum mit hellen Linien, dem bekannten O-Typus des Postnovastadiums entsprechend. Gerade jetzt, wo mit einem neuen Aus­ bruch gerechnet werden darf, wären spektroskopische Beobachtungen von besonderer Bedeutung. Ergebnis: Hauptvertreter der NV. l „Variable Stars“, S. 313. Ludendorff, Hdb. d. Aph., VI/2, S. 81, VII, S. 623. „Variable Stars“, S. 318. 4 Pop. Astr., 28, 514 (1920). & Ap. J., 88, 228 (1938). ©AkademieDie d.novctähnlichen Wissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne,. 29

77. V Sagittae. Bei diesem Stern herrschten bezüglich seiner Einordnung lange Zeit Unstimmigkeiten. Zumeist wurde er als Veränderlicher vom Typus SX Gen angesehen, bei dem sich eine kurze und eine lange Periode überlagern sollten. Gestützt auf die Lichtkurve, wiesen de Roy1 und vor allem im Hinblick auf das Spektrum Ob unabhängig von ihm Payne2 und Joy3 auf die Möglichkeit hin, daß es sich um eine Exnova mit stärkerer post- maximaler Variabilität handeln könne. Payne wies vor allem auf die Ähnlichkeit der Licht­ kurve mit der der Exnova Per (1901), 30 Jahre nach deren Aufleuchten, hin und hält es für möglich, daß V vor einiger Zeit in den Wintermonaten eine helle Nova gewesen sei (es dürfte sich dann aber höchstens um ein NV-Aufleuchten gehandelt haben, da in einigen 3—4 Mo­ naten die Helligkeit einer echten Nova nicht so schnell abnimmt, um der photographischen Überwachung entgangen zu sein). Da es sich um einen besonderen interessanten NV zu handeln schien, unternahm ich eine Durchsicht aller verfügbarer Sonneberger Platten und gelangte in Verbindung mit visuellen Beobachtungen 1941—1942 zu dem Ergebnis, daß es sich um einen typischen RW Aur-Stern handelt. Das Spektrum Ob dürfte bei dieser Gruppe eine Besonderheit darstellen. Die beiden Spektren von Joy wurden gewonnen 1932 Juli 25 und August 21; Juli 25 waren die Emissionsbanden völlig symmetrisch, August 21 aber stark asymmetrisch nach Rot verschoben. Nach Ausweis meiner Beobachtungen ergibt sich, daß Juli 25 der Stern in der Nähe des besonders hohen Maximums Juli 27 (9ml phg) lag, dagegen August 21 in mittlerer Helligkeit (10m6) war. Ergebnis: Typischer RW Aur-Stern mit bemerkenswertem Sonderspektrum.

78. Nova Sagittae 1913. Das Maximum dieser Nova ist sicher erfaßt, es handelte sich um eine normale schnelle Nova. Die dagegen ziemlich sicher nachgewiesene geringe ab­ solute Helligkeit im Maximum (ein Wert über 0M ist praktisch ausgeschlossen, wahrschein­ lichster Wert + 3M, d. h. 811’—40'" schwächer als das normaler Novae) stellte diese Nova schon lange als Sonderfall heraus, nachdem nach van Maan.en4 eine Fehlidentifikation nicht in Betracht kommt. Nachdem man die Supernovae wegen ihrer ungefähr entsprechend größeren absoluten Helligkeit im Maximum (—14M) als Sondergruppe von den normalen Novae abge­ trennt hatte, schien hier eine Klassifikation als Subnova angezeigt. Bindeglieder zu den normalen Novae, deren absolute Helligkeiten bekanntlich zwischen —5M und —9M liegen, könnten dann Novae wie N Lyr (1919), N Lac (1910) sein, deren absolute Helligkeiten etwa 0M betragen haben. Ob, wie Payne-Gaposchkin5 vermutet, diese geringe ab­ solute Helligkeit auf Beziehungen zu den U Gern-Sternen hinweist, ist noch eine offene Frage. Von Bedeutung ist schließlich die Angabe vanMaanens, daß die Helligkeit zwischen 1922 und 1934 über eine Größenklasse schwankte, was für normale Novae ein außergewöhnlich großer Betrag ist und viel mehr an Sterne wie RS Oph erinnert. Eine Durchsicht von über 200 Heidelberger, Bamberger und Sonneberger Platten sämtlicher Sorten ergab: Die Nova ist entweder unsichtbar (<13m-—< 16m) oder von einem Nachbarstern 16m5 (Ortskarte nach Humason6) auf allen mir zur Verfügung stehenden Platten nicht zu trennen. Jedenfalls ist eine Aufhellung oder auch größere Veränderlichkeit des Doppelsterns nicht zu be­ merken gewesen, auch noch nicht 1913 September 2 und 1916 Juli 30. Ob das einen Widerspruch zu den Angaben van Maanens bedeutet, ist fraglich, da auch Humason6 angibt, die Helligkeit sei praktisch konstant. Schließlich war nach 49 Beobachtungen des visuellen Überwachungsprogramms in den Jahren 1937—1942 die Nova immer unsichtbar (<12m— < 14m).

1 A. N„ 92, 715 (1934). 2 Harv. Bull., 894 (1934). 3 P. A. S. P ., 44, 387 (1934). 4 P. A. S. P., 38, 327 (1920), 46, 282 (1934). 6 „Variable Stars“, S. 245. G Ap. J., 88, 228 (1938). ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Die Amplitude beträgt demnach etwas mehr als 9m und die absolute Helligkeit im Minimum ist damit die gleiche, wie die der meisten weißen Zwerge. Das Spektrum im Normal- licht findet Hu mason gleich dem normaler Exnovae vom Typus 0. Wenn wir auch keine Gewißheit besitzen, ob die Länge des Intervalles zweier Aufleuchten von der absoluten Hellig­ keit abhängt, so scheint weitere Überwachung trotzdem empfehlenswert. Ergebnis: Haupt Vertreter der Subnovae. Es ist noch fraglich, ob eine engere Beziehung zu den NV besteht. 79. SV Sagittarii. Dieser sehr merkwürdige, von Wolf im Jahre 1903 entdeckte NV wurde von Swope1 näher untersucht. Es ergaben sich mehrere Aktivitätsstadien, die den Stern für jeweils längere Zeit hell erscheinen ließen. Auf- und Abstieg sind beide relativ steil. Die Helligkeitsgrenzen sind 12n,9— < 1 6 ,n5. Der Stern steht noch ganz im Nebelbereich von NGC 6523 (Messier 8) und die Vermutung von Swope, daß die Veränderlichkeit mit den Nebelmassen Zusammenhängen könnte, ist naheliegend. Eine Untersuchung des Spektrums wäre von Wichtigkeit. Ergebnis: Abnormer NV mit mehreren Aufleuchten von längerer Dauer. 80. WW Sagittarii. Der von Miss Leavitt als veränderlich zwischen llm5 und <13'" angezeigte Stern wurde von Parenago2 als mögliche Nova angesehen, da er ihn nur von 14m2— < 14m7 veränderlich fand. Meine eigenen Beobachtungen auf 41 W indhukplatten 1935 April bis 1937 Oktober hatten folgendes Ergebnis: Der Stern war zumeist unsichtbar (<13m—< 13m4), nur auf zwei glänzenden Platten Mai 1937 war am Ort ein Stern 14m eben zu ahnen. Auf Johannesburg —28° 110 (1915) ist der Stern unsichtbar (< 1 3 m5). Das vorliegende Material in Verbindung mit Parenagos Beobachtungen spricht also sehr stark zugunsten der Annahme einer Nova oder eines NV, doch muß die Veröffentlichung der Originalbeobachtung vor einer endgültigen Entscheidung abgewartet werden. Eine Untersuchung des Spektrums wäre gegebenenfalls erwünscht. Ergebnis: Wahrscheinlich Nova oder NV, doch müssen die Originalbeobachtungen zu einer Entscheidung herangezogen werden.3 81. AT Sagittarii. Es lag eine Fehlidentifikation Parenagos4 vor, der einen offenbar unveränderlichen Nachbarstern als veränderlich zwischen llm0 und 12m3 ansah. Die neueste Harvardbearbeitung5 zeigte jedoch, daß es sich um eine echte, im Jahre 1900 bis llml auf­ geleuchtete Nova gehandelt hat, die im Normalzustand < 16m ist. Ergebnis: Es handelt sich um eine normale Nova. 82. BS Sagittarii. Die Beobachtungen lassen erkennen, daß es sich um eine sehr lang­ same Nova gehandelt hat. Der Abfall durch die ersten 2m dauerte ein Jahr, durch 3m ungefähr zwei Jahre. Diese Geschwindigkeit ähnelt sehr der von DO Aql u. V 407 Gyg und sie ist wesentlich größer als die von RT Serp und FU Orio. Die Einordnung zu den RT Ser-Novae ist also nicht voll gerechtfertigt. Ergebnis: Echte Nova zwischen den normalen Novae und den RT Serpentis-Sternen. 83. FN Sagittarii. Eine Durchsicht von 106 Heidelberger und Sonneberger Platten führte, wie bereits veröffentlicht,6 zu dem Ergebnis, daß es sich um einen NV wie Z And oder Gl Gyg handelt. Er zeigte zwei Aufleuchten in 12 Jahren Abstand. Ergänzend ist zu be­ merken, daß nach meinen visuellen Beobachtungen März 1942 der Stern wieder zu seiner Normalhelligkeit zurückgekehrt ist. Das zweite Aufleuchten dauerte also von Anfang 1936 bis Ende 1941, d. h. 6 Jahre. Ein Spektrum ist dringend erwünscht. Ergebnis: NV mit langsamem Verlauf wie Z And. 1 Harv. Ann., 109, Heft 1 (1941). Gorki Bull., 3, 116 (1932). 3 Nach B. Z., 25, 105, U Gem-Stern. 4 Gorki Bull., 3, 118 (1932). & Harv. Bull., 913 (1941). c B. Z., 24, 40 (1942). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 31

84. GR Sagittarii. Die kleine Amplitude schien auf einen NV hinzuweisen. Eine Prü­ fung der Originalbeobachtung1 zeigt aber, daß die erste helle Beobachtung zweifellos monate­ lang nach dem Maximum liegt. Bringt man nämlich, da es sich um eine schnelle Nova mit geringen postmaximalen Schwankungen zu handeln scheint, das beobachtete Stück mit einem entsprechenden von CP Lac zur Deckung, so gelangt man für GR zu einem Maximum ~ 6 m—7m im Dezember 1923. Ergebnis: Es handelt sich sehr wahrscheinlich um eine schnelle Nova wie CP Lac. 85. HS Sagittarii. Wie schon bei N Aql 4 erwähnt, scheint es sich bei diesen beiden Novae um untereinander sehr ähnliche Fälle zu handeln. Auch bei HS dürfte das Maximum um lni—2m über der hellsten Beobachtung liegen. Ergebnis: Abnorme Nova oder vielleicht NV vom Typus der N Aql 4. 86. KW Sagittarii. Dieser Veränderliche mit einem Mp-Spektrum wurde von Swope2 untersucht. Die Lichtkurve sieht, wenn man von dem viel größeren zeitlichen Maßstab ab­ sieht, der von Z Garn recht ähnlich. Eine Periodizität von 670d ist, ganz ähnlich wie bei Z And und AX Per, angedeutet. Eigene Beobachtungen auf 44 Windhukplatten ergaben eine Bestätigung der Licht­ kurve von Swope innerhalb der Beobachtungsgenauigkeit. Die Helligkeitsgrenzen waren 11"'8 und 13m0, und zwar wurden folgende Extremwerte abgeleitet: M 2,428.650 (llm8), m 2,428.300 (13m0), m 2,428.761 (12m4). Sehr auffallend ist der große FI von + 2 m8, und zwar liegen meine diesbezüglichen Beobachtungen in der Nähe des Maximums. Ergebnis: Erst eine genaue Untersuchung des Spektrums kann entscheiden, ob es sich um einen Verwandten zu den NV oder um einen roten halbregelmäßigen Veränderlichen handelt. 87. Nova Sagittarii Nr. 3 (1899). Die Beobachtungen in der Nähe des Maximums liegen so dicht, daß die Helligkeit des Maximums sicher nicht mehr als lm über der hellsten Beobachtung gelegen haben kann. Aber selbst wenn man diesen Betrag zuläßt, ist die Ampli­ tude erst 7m5 und merklich kleiner als die typischer Novae, was um so auffälliger ist, als das Maximum selbst verhältnismäßig rasch verlief. Damit hätte aber das Aufleuchten mehr Ähnlichkeit mit dem der typischen NV wie T Pyx und N Sgr Nr. 5. Mit der Möglichkeit einer Wiederholung des Aufleuchtens in absehbarer Zeit und damit einer Einreihung zu den NV wäre daher mit Wahrscheinlichkeit zu rechnen, falls nicht hier, ähnlich wie bei T Gor und N Girc 1906, die kleine Amplitude durch einen unaufgelösten Begleiter vorgetäuscht wird. Eine Entscheidung kann daher nur auf spektroskopischem Wege erzielt werden. Ergebnis: Vielleicht ein NV, doch müssen spektroskopische Beobachtungen abgewartet werden. 88. Nova Sagittarii Nr. 5 (1919). Neben T Pyx und RS Oph einer der wichtigsten Vertreter der NV, da er zwei Aufleuchten 1901 und 1919 gezeigt hat, wobei angesichts des Fehlens ausführlicher Mitteilungen über die Beobachtungen nicht bekannt ist, ob das Auf­ leuchten 1901 wirklich schwächer war oder ob in einer größeren Beobachtungslücke das Maximum verpaßt wurde. Der Abfall vom Maximum 1919 war sehr rasch, 5m in 150d, d. h. schneller als bei den meisten Novae. Auf 18 der besten Windhukplatten 1935—1937 war der Stern zumeist unsichtbar, nur auf einigen als 14m eben angedeutet. Auf 9 Sonneberger Südplatten 1933 < ll m5. Nach Be­ obachtungen des visuellen Überwachungsprogramms 1939—1942 d l 111—< 12m. Das Spektrum wurde 1936, also 17 Jahre postmaximal, von Humason3 zu O, ent­ sprechend dem normalen Exnovatypus, beobachtet. Ergebnis: Hauptvertreter der NV.

1 Harv. Bull., 851 (1926). * Harv. Ann., 109, Heft 1 (1940). 3 Ap. J„ 88, 228 (1938). 32 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; tlimpel, download unter www.biologiezentrum.at

89. V 732 Sagittarii. Nach den, Beobachtungen von Jones hätte auch NV-Licht- wechsel vorliegen können. Eine eingehende eigene Untersuchung auf 200 Sonneberger Platten, über die bereits berichtet wurde,1 brachte aber den Nachweis, daß es eine weitere und bis jetzt die dritte Nova vom Typus DQ Herkulis ist. Ergebnis: Nova vom Typus DQ Her. 90. Nova Sagittarii 1912 (Innes), Ort 1900.0 18u 28m 47% —27°36!4. Diese von Innes2 entdeckte Nova, die nicht benannt wurde, läßt, soweit die wenigen Beobachtungen ein Urteil überhaupt gestatten, Zugehörigkeit zum RT Ser-Typ3 oder, was mir noch wahr­ scheinlicher erscheint, zur Gruppe der Novae vom Typus N Aql 4 vermuten; weitere Beob­ achtungen sind allerdings erforderlich, gegebenenfalls auch solche des Spektrums. Ergebnis: Nova oder allenfalls NV mit abnorm langem Maximum. 91. Nova Sagittarii 1914 (Innes), Ort 1900.0:181' 29m 19% —26°56!6. Diese in nur ~ y2° Abstand von der vorigen stehende Nova scheint ein ähnliches Verhalten zu zeigen. Es kommt, wie oben, in Betracht entweder RT Ser-Typ oder N Aql 4-Typus. Postmaximale Beobachtungen fehlen hier ebenfalls. Recht auffallend ist nun, daß die abnormen Novae N Aql 4 und V 356 Aql ebenfalls dicht nebeneinanderstehen. Ergebnis: Wahrscheinlich handelt es sich ebenfalls um eine abnorme Nova oder allen­ falls NV mit sehr langem Maximum. 92. T Scorpii. Daß es sich um eine abnorme Nova handelt, ist zweifellos. Zunächst ist es die einzige Nova in einem Kugelhaufen (M 80). Dann fällt die sicher bekannte absolute Helligkeit (wahrscheinlichster Wert ■—9M7 entsprechend einer scheinbaren Maximalhellig­ keit 6m5 und einem Entfernungsmodul 16”'2) in jene so deutlich ausgeprägte Lücke zwischen normalen Novae und Supernovae. Nicht zuletzt aber gibt Sawyer,4 die die Geschichte des Sternes eingehend studiert hat, einige äußerst merkwürdige Beobachtungen Pogsons, die zu dem, was wir bei N Aql 4 gesehen haben, gut passen würden. Jedenfalls schien es mir wichtig, auf diese Nova hinzuweisen. Ergebnis: Eine jedenfalls abnorme Nova, die vielleicht Beziehungen zu einigen NV zeigt. 93. U Scorpii. Dieser von Pogson 1863 entdeckte NV wurde lange Zeit als nicht völlig sicherer Fall betrachtet, bis dann Thomas5 fand, daß er drei Aufleuchten mit einer für einen NV ganz abnorm großen Amplitude von > 9 m gezeigt hat. Der Helligkeitsverlauf muß im Hauptanstieg enorm rasch gewesen sein, da noch im allerletzten Anstieg 2m in ^ 3 '' zurück­ gelegt wurden, während das selbst bei den raschesten Novae mindestens ld dauert. Würde das Verhältnis der Geschwindigkeiten des letzten Anstieges zum anfänglichen Anstieg, das bei den Novae mit mindestens 1 zu 10, wenn nicht noch viel höher zu veranschlagen ist, auch hier einen größenordnungsmäßig gleichen Wert besitzen, so käme man zu einer Anstiegs­ geschwindigkeit, die die von DH Gar überträfe. Der Abstieg war ebenfalls abnorm rasch und vergleichbar mit dem von T Gr B, bereits nach 17l1 war der Stern wieder 15m. Die beiden Abstiege 1863 und 1936 waren einander auffallend ähnlich, nach der einen Beobachtung in Harvard6 im Jahre 1906 und der visuellen Beobachtung von Graff6 muß auch dieses Maximum kurz gewesen sein. Leider sind Beobachtungen des Spektrums nicht bekannt. Eigene Beobachtungen auf Sonneberger Platten wurden dadurch, daß gerade zu jener Zeit nur einige abnorm schlechte Überwachungsplatten Vorlagen, sehr beeinträchtigt. So erhielt ich nur 1936 Juni 16 d l m0, Juni 17 < U m5, Juni 23.51 10m0, Juni 24.49 10 t4. Da Juni 23 keine Harvardbeobachtung vorliegt, können diese Beobachtungen doch immer­ hin als Ergänzung zu den Harvardbeobachtungen gelten. Bedenkt man, daß der Stern sehr nahe der Ekliptik steht, so wird sich eine photographische Sonnenlücke von mehreren

i A .N ., 272, 80 (1941); B. Z. 25, 101. Union Obs. Circ., Nr. 37 (1915). 3 M c. L a u g h lin , Pop. Asfcr., 47, 492 (1939); „Variable Stars“, S. 254. 4 J. Roy, Astr. Soc. Canada, 32, 74 (1938). 5 Harv. Bull., 913 (1941). 6 Harv. Bull,, 913 (1941). ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; veränderlichendownload unter www.biologiezentrum.at Sterni. 33

Monaten Dauer nicht umgehen lassen und könnten bei der abnorm kurzen Dauer des Auf­ leuchtens seit 1863 durchaus die doppelte Anzahl von Aufleuchten erfolgt sein. Der Stern ist daher besonders für ein visuelles Überwachungsprogramm geeignet, zumal nur auf diesem Wege spektroskopische Beobachtungen zu erhoffen sind. Ergebnis: Typischer NV wie RS Oph und T Pyx mit offenbar näherer Verwandtschaft zu den U Gern-Sternen. 93 a. BM Scorpii. Nach den Angaben in Pop. Astron., 48, 63 (1940) ist eine Entscheidung über die Zugehörigkeit nicht möglich; es seien in der Lichtkurve Verwandtschaftszüge so­ wohl zu DF Gyg als auch Z And angedeutet. Die Helligkeitsänderungen sind unregelmäßig mit Andeutung einer Periodizität von 5 Jahren. Eigene Beobachtungen auf 19 Windhukplatten April 1935 bis Oktober 1937 sind sehr ungenau, da der Stern von Nachbarn schwer zu trennen war. Es scheinen aber Schwankun­ gen > 0 m3 um die Helligkeit 7'"5 nicht angedeutet. Der FI ist + 0m9. Auf Johannesburg —34° 108 (1929) ist der Stern lm schwächer als auf den Windhukplatten. Es wird also erst eine genauere Untersuchung des zu K0 angegebenen Spektrums über mögliche Verwandtschaft zu den NV entscheiden können. Ergebnis: Unregelmäßiger Veränderlicher, über dessen Verwandtschaft zu den NV noch keine genauere Aussage möglich ist. 94. CL Scorpii. Schon Jacchia rechnet den von Luyten bearbeiteten Stern zu den NV. Angesichts der zweifellos seltenen und lang anhaltenden Aufhellungen kommt U Gem- Art, wie in Katalog und Ephemeriden angegeben, weniger in Betracht. Die Gesamtamplitude ist 3m0 (llml—14ml), die normale Helligkeit etwa bei 13™—13m5, das Spektrum ist nicht be­ kannt. Auffallend ist das Doppelaufleuchten 1892 und 1899, getrennt durch ein besonderes tiefes Minimum. Eigene Beobachtungen auf 57 Windhukplatten 1935—1937 zeigten eine sicher ver­ bürgte Aufhellung auf 12m0 im Mai 1937, dann Abstieg (August 1937 13n,8), sonst 1935—1936 unsichtbar (<13m2). Der Stern ist eine Spur (—0,n3) blauer als drei Vergleichssterne.1 Ergebnis: Allem Anschein nach langsamer NV, der mit Z And und AX Per Ähnlichkeit hat. Ein Spektrum wäre sehr erwünscht. 95. W Sculptoris. Der Stern ist vielleicht ähnlich zu beurteilen, wie verschiedene Fälle der vermißten Sterne. Es verblieb deshalb zu untersuchen, ob die Bedingung II in meiner Arbeit über die vermißten Sterne erfüllt ist. Eine in verschiedener Reihenfolge wiederholte Durchsicht von 18 Windhukplatten 1936—1937 zeigte den Stern wahrscheinlich reell veränderlich zwischen 12m5 und 12m9. Ergebnis: Der Stern hat vielleicht einen reellen, den NV verwandten Lichtwechsel gezeigt. 96. RS Sculptoris. Nach den Angaben in der G. u. L. sowie der Notiz in A. N., 254, 280 (1934) könnte es sich um ein längeres Aufleuchten vom Typus RT Serp oder N Aql 4 gehandelt haben. Der Stern war jedenfalls 7 Jahre hell. Das Spektrum F ist in diesem Zu­ sammenhang auffallend, ebenso wie die hohe galaktische Breite von 80°. Ergebnis: Möglicherweise Nova oder NV mit abnorm langem Maximum. 96a. RY Scuti. Der von Gaposchkin2 sehr eingehend studierte Stern hat ein besonders eigenartiges P Cygni-Spektrum. Es herrschen helle Linien vor, insbesondere von H, He; [N II] ist in Emission, Absorptionslinien fehlen praktisch völlig. Einige Beobachter meinten, der Stern sei raschwechselnd unregelmäßig, der Beschreibung nach hätte man, ganz ähn- 1 Eine nach Abschluß vorliegender Arbeit erschienene Mitteilung von Swope [Ap. J., 94, 140 (1941)] brachte volle Bestätigung des novaähnlichen Licht Wechsels. Die von mir gefundene Aufhellung ist gut bestätigt und trat kurz vor dem großen Aufleuchten Herbst 1938 ein. Höchstbemerkenswert ist ferner, daß der dicht neben CL stehende Veränderliche HK Scorp nach Spektrum und Lichtkurve ebenfalls völlig abnorm ist und den NV vermutlich nahe verwandt, wenn nicht überhaupt zuzurechnen ist. Vgl. auch meine Mitt. in B. Z., 24, 72 (1942) u. 25, 75 (1943). 2 „Variable Stars“, S. 17, 30, 76, 91, 311, 323, 329; Harv. Ann. 105, 509 (1936). K. Himpel, Die novaähnlichen veränderlichen Sterne. 3 3 4 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

lieh wie bei V Sge, RW Aur-Art vermuten, können. Erst Gaposchkin1 hat damn zeigen können, daß es sich um einen ß Lyr-Stern, offenbar recht ähnlich dem Prototyp selbst, handelt. Eine Durchsicht von 107 Sonneberger Überwachungsplatten 1930—1941 ist mit Ga- poschkins Elementen in beistehender Figur reduziert worden. Aus dieser Lichtkurve ist eine Bestätigung dieser Elemente zu ersehen, wenn auch die größere Streuung auf vermutlich unregelmäßige Schwankungen neben dem Bedeckungslichtwechsel schließen läßt. Rasche Helligkeitsänderungen habe ich jedenfalls nicht feststellen können, insbesondere auch nicht in einer dichten visuellen Reihe September bis Oktober 1941. Neben dem Prototyp dürfte der Stern vor allem GG Gar sehr ähneln. Eine Duplizität ist bisher im Spektrum nicht nach­ gewiesen. Unmittelbar neben RY steht der, soweit bekannt, nicht merklich veränderliche P Cygni-Stern —12° 5034, eine bei der großen Seltenheit dieser Sterne recht auffallende Tat­ sache. Ein ähnliches Zusammenstehen wurde schon bei AG und GG Gar bemerkt. Ergebnis: Wahrscheinlich ß Lyr-Stern, der bei leicht unregelmäßigen Schwankungen ein abnormes P Gyg-Spektrum zeigt. Eine Einordnung zu den NV kann aber angesichts des sicher nachgewiesenen Fehlens größerer Aufhellungen nicht erfolgen. 97. RT Serpentis. Dieser von Wolf2 entdeckte Veränderliche wird heute als Prototyp einer besonderen Klasse von Novae oder NV angesehen, die sich durch ihren abnorm lang­ samen Verlauf des Novaphänomens auszeichnen. Die Lichtkurve zeigt einen verhältnis­ mäßig steilen ersten Anstieg, der schätzungsweise 40d gedauert haben mag, dann sehr viel langsameres Emporklettern zum Maximum, daraufhin sehr allmählicher Abstieg mit einigen Schwankungen, und schließlich sich fast zur Konstanz der Helligkeit auswirkende Verlang­ samung. Denkt man sich den zeitlichen Ablauf um den Faktor 50 beschleunigt, so ergibt sich ein ganz normaler Novaverlauf. Trotzdem waren es erst die Beobachtungen des Spek­ trums, die die vermutete Verwandtschaft zu den Novae zur Gewißheit werden ließen. Im

Maximum cA8p, 10 Jahre später fast genau jenes Spektrum Feq, das yj Gar, bei dem der ganze Ablauf seinerseits wieder noch etwa 10mal langsamer verläuft als bei RT Ser, heute zeigt. Weitere vier Jahre später erscheint das typische Nebelspektrum (1931). Ein merk­ liches Kontinuum ist nicht vorhanden,3 die Strahlung rührt fast ausschließlich von hellen Linien her, wie ja auch die derzeitige Helligkeit 13m5 noch weit über der Pränovahelligkeit (<16m) liegt. Man wird daraus schließen dürfen, daß die Strahlung des eigentlichen Sternes zur Zeit zur Gesamtstrahlung nur unmerklich beiträgt. Eigene Beobachtungen auf 200 Sonne­ berger Überwachungsplatten 1929—1941 zeigten den Stern nicht (<12m5— < 13m) nur auf einer glänzenden Rotplatte, 1940 war er als Spur (13m5 photovisuell) eben angedeutet, eine Beobachtung am 6-Zöller September 1941 zeigte den Stern gerade eben aufblitzend (13m5). Diese beiden Beobachtungen beweisen, daß die Helligkeitsabnahme sich noch weiterhin bis zur fast völligen Konstanz verlangsamt hat. Ergebnis: Prototyp einer besonderen Gruppe von Novae bzw. NV. 98. UZ Täuri. Der von Jacchia4 zu den NV gerechnete Stern wurde von mir ein­ gehend untersucht.5 Es zeigte sich 10 Jahre nach dem Aufleuchten eine längere Aufhellung von einigen Jahren Dauer, die möglicherweise Ähnlichkeit mit analogen Phänomenen bei T Cor, FN Sgr und CI Cyg haben dürfte. Auch hier sind spektroskopische Beobachtungen von großem Wert. Ergebnis: Die Zugehörigkeit zu den NV ist sehr wahrscheinlich.6 99. S Telescopii. Ludendorff7 hält den Stern für eine mögliche Nova, da er früher hell angegeben wurde, jetzt aber schwach und nur gering veränderlich (13m) ist. Eine eigene l „Variable Stars“, S. 17, 30, 76, 91, 311, 323, 329; Harv. Ann., 105, 509 (1936). A .N ., 208, 363 (1919). 3 Struve u. Swings, Ap. J., 92, Heft 2 (1940). ■1 Publ. Osserv., Bologna 2, 183 (1933). 5 A. N ., 272, 78 (1941). 6 Der Stern hat sich später als besonderer Orionveränderlicher herausgestellt. B. Z., 25, 38 (1943). 1 Hdb. d. Aph., VI/2, S. 73. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 35

Untersuchung auf 23 Windhukplatten 1935—1937 spricht sehr zugunsten dieser Auffassung, da der Stern kaum merklich oder nur sehr schwach veränderlich zwischen 12ra5 und 12,u9 gefunden wurde. Die kleine Amplitude und die hohe galaktische Breite würden mehr für einen NV als für eine Nova sprechen. Beobachtungen des Spektrums wären von Wichtigkeit. Ergebnis: Die Zugehörigkeit zu den NV scheint wahrscheinlich. 99 a. YY Telescopii. Nach den vorliegenden Angaben1 ist es nicht sicher entschieden, ob der Stern eine Nova oder ein U Geminorum-Stern ist. Weitere Beobachtungen müssen daher abgewartet werden. Ergebnis: Entweder Nova oder NV oder U Gem-Art, weitere Beobachtungen sind er- forderlich. 100. SW Ursae majoris. Nach neueren Beobachtungen handelt es sich um einen NV mit bisher zwei beobachteten Aufleuchten 1909 und 1937. Der Anstieg beim letzten ( ^ 3 m in ^ l d98) war verhältnismäßig steil, im Wiederabstieg wurden in lld 0™9 zurückgelegt, was noch zu einem U Gern-Stern passen könnte. Die Amplitude ist gegen 4,n. Die vermutlich große Seltenheit der Aufleuchten spricht gegen die Einordnung zu den U Gern-Sternen, wenigstens zu den normalen. Weitere Überwachung wird allerdings erst in der Lage sein, eine sichere Entscheidung zu fällen.2 Ergebnis: NV oder allenfalls U Gem-Stern mit seltenen Aufleuchten, wie z. B. EY Gyg. 101. SY Ursae majoris. Nachdem ein zuverlässiger Beobachter3 auch neuerdings eine offenbar reelle Aufhellung gefunden hat, käme in Verbindung mit dem A-Spektrum Verwandtschaft zu den NV in Betracht. Eine zur Zeit in Heidelberg vorgenommene größere lichtelektrische Reihe wird den Fall vielleicht aufklären können. Ergebnis: Verwandtschaft zu den NV ist nicht ausgeschlossen, doch müssen weitere Beobachtungen abgewartet werden. 101 a. WY Velorum. Der Stern hat zu den NV Beziehung durch sein eigentümliches Spektrum,4 das an das von WY Gern und W Gep stark erinnert. Es besteht die Möglichkeit, daß es sich auch hier um ein zusammengesetztes Spektrum handelt, bei dem ein roter Riese dominiert. Die bisher beobachteten Helligkeitsänderungen bestanden wie bei W Gep im wesentlichen in Helligkeitsschwächungen. Eine Zugehörigkeit zu den R Goronae-Sternen kommt aber im Hinblick auf das Spektrum kaum in Betracht. Auf 44 Windhukplatten 1935—1938 zeigt der Stern nicht sicher verbürgte Helligkeits­ änderungen zwischen 9m3 und 9m5. Sein FI ist + l,n6. Ergebnis: Angesichts des Spektrums besteht Verwandtschaft zu den NV. 102. X Virginis. Ich habe den Stern, der im Falle reellen Lichtwechsels zu den typischen NV mit mehreren Aufleuchten gehören würde, unter den vermißten Sternen behandelt. Da eine genaue Prüfung in den letzten 50 Jahren keine Veränderlichkeit zeigt,5 muß eine Ent­ scheidung noch offen bleiben. Spektroskopische Beobachtungen wären gegebenenfalls er­ wünscht. Ergebnis: Möglicherweise typischer NV, doch ist eine sichere Entscheidung nicht möglich. 103. Nova Vulpeculae 1670. Der Stern erinnert an N Aql 4 sowie auch an die Novae Oph 1917 und 1919. Payne-Gaposchkin6 glaubt auch bei diesem wie bei N Aql 4 eine Streichung als Nova vornehmen zu müssen und äußert die Vermutung, daß es sich um einen roten unregelmäßigen Veränderlichen handeln könne. Nach den seinerzeitigen Beobach­ tungen hat der Stern drei offenbar ziemlich gleichhelle Maxima gezeigt. Falls die Beobach­ l Harv. Ann., 90, 244 (1932). - Eine weitere Aufstellung fand ich im Juni 1943 (B. Z., 25, 94). 3 A .N ., 259, 15 (1936); Die Sterne, 16, 204 (1936). 4 „Variable Stars“, S. 311, 317. £> A. N ., 272, 79 (1941). G „Variable Stars“, S. 247. 36 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpet, download unter www.biologiezentrum.at

tung des Hevelius aus dem Jahre 1672 sich ebenfalls auf die Nova bezieht, könnte diese im Winter 1671 noch eine weitere Aufhellung gezeigt haben.1 Eine sichere Identifikation ist verständlicherweise noch nicht möglich gewesen, so ungeheuer wertvoll sie wegen des Spek­ trums auch wäre. Steavenson2 hat mit der Nova einen schwachen Stern identifiziert und Humason3 hat mehreren Sternen der Gegend eine spektroskopische Untersuchung gewidmet. Ein Sonderspektrum hat er nirgends gefunden. Da die gut bekannte Maximalhelligkeit 2m7 und die Amplitude normaler Novae, insbesondere aber solcher Novae mit langen Maxima sicher < 14m zu veranschlagen ist, so sollte eine systematische Durchmusterung bis 16,n5 den Stern finden lassen, falls das Sonderspektrum der Novae so lange anhält. Anderseits hatte aber N Aql 4 ein abnormes Spektrum. An Hand des erwähnten Identifikationsversuches von Steavenson habe ich den dort als vermutliche Exnova bezeichneten Stern auf 43 Sonneberger Platten 1927—1941 unter­ sucht.4 Soweit sich bei der Grenzhelligkeit der Platten überhaupt eine Aussage verbürgen läßt, scheint Veränderlichkeit zwischen 16m0 und 16m4 angedeutet, und zwar fand ich eine vermutlich reelle Aufhellung 1938 Juli 25.5 Dabei bestimmte ich für die Sterne Steavensons (mit seiner Bezeichnung) folgende photographische Helligkeiten im internationalen System: 20=13m9, 17=15m3, 19=16m2. Die normale Helligkeit ist N=19, also 16m2. Auf einer König­ stuhl Platte aus dem Jahre 1911 hat die Nova genau diese gleiche Helligkeit 16m2, auf einer weitreichenden 6-Zöllerplatte aus dem Jahre 1900 ist sie unsichtbar (<15,n5). Die Annahme Steavensons, der sich auch Humason anschließt, daß der Stern 1913 heller geworden sei, ist damit widerlegt.4 Die von Steavenson 151U5 visuell und von Humason 17ml phg ange­ gebenen Helligkeiten passen nicht zu einem F8-Spektrum, wogegen die Helligkeit 16m2 phg hierzu sehr gut stimmt. Allein der Umstand, daß seit Jahrhunderten eine größere Aufhellung offenbar nicht eingetreten ist, sowie die Tatsache, daß der Stern während der letzten 30 Jahre offenbar nahezu konstant ist, widersprechen einer Zuordnung zu den roten unregelmäßigen Veränderlichen mit aller Entschiedenheit. Ergebnis: Abnorme Nova vom Typus N Aql 4. Die Identifikation Steavensons ist wahrscheinlich richtig, der Stern muß aber noch weiter beobachtet werden.

Anhang zu Abschnitt III: Novae und NV in fremden Sternsystemen. Zwar wurde keine grundsätzliche Trennung zwischen galaktischen und extragalaktischen NV vorgenommen, da einige NV in den. Magellan’schen Wolken und im Andromedanebel (z. B. Nr. 3, 4, 43, 44) mitbehandelt wurden, schon weil sie in Katalog und Ephemeriden sowie in der G. und L. unter den anderen Veränderlichen mitgeführt werden; im allgemeinen sind aber Novae und Veränderliche in fremden Systemen, auch in Sternhaufen, nicht benannt worden, und es bedarf daher einer kurzen Erörterung über die Rolle der NV in anderen Stern­ systemen, wobei es zweckmäßig sein dürfte, ganz allgemein die Rolle des Novaphänomens in diesen Systemen zu besprechen. Wir beginnen mit den Supernovae. Unsere Kenntnisse über Süpernovae verdanken wir in erster Linie den in fremden Systemen erschienenen Vertretern dieser Gruppe. Zweifellos würden die wenigen galaktischen Supernovae als solche gar nicht erkannt worden sein, wären wir nur auf die Beobachtung von 1 G. u. L., I, 2, 443. Da in der Nähe kein Stern 6m ist, gewinnt diese Möglichkeit an Wahrscheinlichkeit; vgl. auch Barnard, A. N., 199, 1 (1914) und B. Z., 26, 13 (1944). 2 M. N ., 95, 78 (1935). 3 Ap. J., 88, 228 (1938). 4 Seit Mai 1942 überwache ich die Nova visuell, sie war stets unsichtbar (< 141?1 visuell). Eine Beobachtung am Wiener 28-Zöller Juni 1942 zeigte die Nova um 0”'4—0"'5 schwächer als 19, d. h. also 15‘"6 oder 151"?. Nach dem am Fernrohr unmittelbar gewonnenen Eindruck wundert es mich nicht, daß Barnard sie nicht einge­ zeichnet hat: sie ist eben auffallend schwächer als alle anderen Sterne Barnards. Die Beobachtungen Barnards können also nicht im Sinne Steavensons als Beleg für die Veränderlichkeit beigebracht werden. o Einen ähnlichen Umfang glaubt auch Steavenson auf zwei Platten feststellen zu können. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 37 ihnen angewiesen gewesen. Es sind zur Zeit über 40 Supernovae bekanntgeworden, doch nur bei 8 wissen wir etwas über das Spektrum; wahrscheinlich 3 Supernovae sind im letzten Jahrtausend im Milchstraßensystem aufgeleuchtet, die wirkliche Zahl kann aber ebensogut das Doppelte und mehr betragen.1 Die wichtigsten Daten über die Supernovae können in folgenden Punkten zusammen­ gefaßt werden: 1. Die Supernovae stellen eine von den normalen Novae durch ihre im Durchschnitt 7“,—gm größere absolute Maximalhelligkeit2 deutlich abgetrennte Gruppe dar; beide Gruppen sind durch ein sicher reelles Minimum der Häufigkeit voneinander getrennt. Die genaue Tiefe dieses Minimums kann jedoch erst durch weitere Beobachtungen ermittelt werden. 2. Die Häufigkeit der Supernovae steht zu der normaler Novae in dem ungefähren Verhältnis 1 104. Genauere Angaben ermitteln zu wollen, ist vorläufig ganz zwecklos, nach­ dem die Häufigkeit der normalen Novae in den verschiedenen Systemen schon um mindestens eine Zehnerpotenz schwankt und wir nichts darüber wissen, ob zwischen beiden Gruppen bezüglich deren Häufigkeit irgendeine Korrelation besteht. 3. Die Supernovae scheinen zwar in allen Spiraltypen auftreten zu können, doch dürfte der Typus Sc etwas bevorzugt sein. Die Helligkeit der Supernovae ist vergleichbar (im Mittel nur etwa l,n-^-2"1 schwächer) mit der der Systeme, in denen sie auftauchen; in vereinzelten Fällen haben Supernovae die Helligkeit ihrer Systeme sogar merklich übertroffen; nicht zu vergessen ist jedoch dabei, daß auch die Helligkeit der Sternsysteme eine recht beträchtliche Streuung aufweist. 4. Die Lichtkurven der Supernovae zeigen größere Regelmäßigkeit als die normaler Novae. Der Anstieg ist vermutlich ebenfalls schnell, genauere Daten besitzen wir aber in keinem Falle;3 der postmaximale Abfall ist durchaus vergleichbar mit dem normaler Novae. Abgesehen von dem etwas hypothetischen Fall der Supernova aus dem Jahre 1054 ist die Amplitude in keinem einzigen Falle bekannt. Sie ist aber sicher ganz erheblich größer als die normaler Novae und kann mit ~ 20m, wenn nicht mehr, veranschlagt werden. 5. Die Spektra sind erst teilweise interpretiert. Der Hauptunterschied gegenüber normalen Novae ist das Auftreten von 4—5 mal größeren Expansionsgeschwindigkeiten als bei diesen (5000—7000 km/sec), wodurch, schon wegen des Dopplereffektes, das Spektrum einen völlig abnormen Eindruck macht. Die Ausstoßung von Materie scheint hier viel gleich­ förmiger zu erfolgen als bei normalen Novae und erinnert sehr an die Wolf-Rayet-Sterne. Damit stimmt die größere Regelmäßigkeit der Lichtkurve überein. Versucht man eine zusammenfassende Beurteilung, so dürfte das vorliegende Material mehr zugunsten eines graduellen, nicht aber generellen Unterschiedes zwischen beiden Gruppen sprechen; die letzte Entscheidung muß aber der Zukunft Vorbehalten bleiben. Eine für die vorliegende Untersuchung besonders wichtige Frage ist nun die folgende: Wenn es novaähnliche Veränderliche gibt, gibt es dann auch Supernovaähnliche ? Wendet man das Kriterium der absoluten Helligkeit an — das ja zur Zeit bekanntlich das einzige Kriterium für eine Unterscheidung beider Novagruppen ist — und rechnet alle Novae mit Mmax> —11M zu den Supernovae, dann muß man den allgemein als NV betrachteten yj Gar als Supernova oder, wenn man will, als Super-NV klassifizieren. Falls S Dor z. B. nur eine

1 Vor allem im Hinblick darauf, daß die Ekliptik gerade durch das Zentrum des Sternsystems im Sagit­ tarius geht. 2 Die hellste bisher bekannte Supernova [SN in I. C. 4182 (1937)] hatte die absolute Helligkeit — 16M3. Falls die von Lundmark [P. A. S. P., 33, 236 (1921)] erwähnte Nova Scorpii (827), die er für sicher ansieht, im Zentrum des Milchstraßensystems aufleuchtete, würde ihre absolute Helligkeit ~ —20M betragen haben. 3 Bei der SN in NGC 4559 [Pop. Astron., 49, 220 (1941)] war der Anstieg nachweisbar langsam. Nicht zu vergessen ist, daß nach Ausweis des Spektrums der Supernovae diese nicht nur in zwei Gruppen zu zerfallen scheinen [vgl. dazu M inkowski, P. A. S. P., 53, 224 (1941)], sondern daß möglicherweise das beobachtete Maximum der Supernovae nicht genau die gleiche Phase darstellt, wie das Maximum der normalen Novae. 3 8 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Aufhellung von l m bis 2m zeigen sollte, würde er dann ebenfalls den Super-NV einzureihen sein. Vielleicht müßten dann Sterne wie der merkwürdige NV Bernheimers1 in M 33 Tri auch hiezugerechnet werden. Eine sehr abnorme Lichtkurve zeigt schließlich die Supernova SS UMa in M 101, die, falls nicht eine ganz andere Erklärung in Frage kommt,2 ebenfalls hiezugerechnet werden könnte. Trotzdem soll eine definitive Entscheidung, ob eine Ein­ führung der Sondergruppe der Super-NV zweckmäßig ist, der Zukunft Vorbehalten bleiben. Hinsichtlich der normalen Novae überwiegen zwar die Erkenntnisse an den galaktischen Novae, doch hat, in erster Linie der Andromedanebel, uns in gewisser Hinsicht zu wertvolleren Erkenntnissen verholfen, als die Erforschung der galaktischen Novae allein es vermochte. Die grundlegende Arbeit über diese Novae ist die von Hubble,3 deren Ergebnisse auch heute noch gültig sind. Schließlich wurden noch in einigen anderen Systemen, insbesondere M 33, M 101 und den Magellan’schen Wolken, einige normale Novae gefunden; die Gesamtzahl 14 dieser Novae ist aber gering, verglichen mit 120, die allein im Andromedanebel gefunden wurden.4 Folgende Punkte sind dabei von Wichtigkeit: 1. Die Häufigkeit der Novae ist nicht in allen Sternsystemen die gleiche. Am weitaus häufigsten scheinen sie im Andromedanebel zu sein, sehr viel weniger häufig in M 33 (und vermutlich ganz ähnlich in M 101) und noch seltener in den Magellan’schen Wolken. Versucht man das Verhältnis in Zahlen darzustellen und wählt die vermutliche Zahl der Novaö pro Jahr, so erhält man etwa: M 31 Milchstraßensystem M 33 Magellan’schen Wolken wie 30 15 3 1. Gewöhn­ lich wird zwar die Häufigkeit von M 31 und dem Milchstraßensystem als ziemlich genau die gleiche angegeben, doch halte ich diese Auffassung als mit dem Beobachtungsmaterial nicht mehr vereinbar. Den schon 120 Novae im Andromedanebel können nämlich kaum 60 gleich­ wertige3 im Milchstraßensystem gegenübergestellt werden, und dann noch in viel längerer Zeitspanne. Eine vorsichtige Abschätzung führte mich zu dem Ergebnis, daß wir unter der Voraussetzung gleicher Häufigkeit für beide Systeme im Sagittarius und Scorpius in den beiden letzten Jahrzehnten mindestens 60 Novae gefunden haben müßten; es sind aber nur 15. Der Wert 2 1 ist daher für das Milchstraßensystem noch zu günstig, 1 1 aber ganz unannehm­ bar. Auffallend ist auf jeden Fall der große Unterschied zwischen M 31 und M 33, der zum allermindesten eine volle Zehnerpotenz beträgt; denn beide Systeme sind praktisch in der gleichen Entfernung von uns und die Entdeckungswahrscheinlichkeit ist in M 33, der besser aufgelöst ist, eher noch größer als in M 31. Auch die Ausdehnung und Gesamtleuchtkraft der Systeme scheint nicht entscheidend zu sein, nachdem nach dem endgültigen Ergebnis das Milchstraßensystem um ~30% größer ist als M 31. Hält man dazu, daß M 31 typischer Vertreter der Gruppe Sb, M 33 und M 101 solche der Gruppe Sc sind, dagegen das Milch­ straßensystem zwischen diesen Typen (etwas mehr nach Sc zu) liegt, so könnte an eine Be­ ziehung der Novahäufigkeit zum Nebeltyp gedacht werden. Diese Häufigkeit nähme dann von den elliptischen Nebeln über Sa nach Sb stark zu, um dann langsamer über Sc zu den Magellan-Systemen abzunehmen; auf eine Erklärung hiefür kann im Rahmen vorliegender Arbeit nicht eingegangen werden. 2. Besonders auffallend ist, daß die absolute Helligkeit der extragalaktischen Novae eine noch geringere Streuung aufzuweisen scheint, als die der galaktischen; dabei ist aller­ dings zu beachten, daß bei den galaktischen Novae die Unsicherheit in den Entfernungs­ bestimmungen verhältnismäßig groß ist, wie denn auch die Novae im Sagittariusgebiet, für die nahezu die gleiche Entfernung angenommen werden darf, keine größere Streuung auf­ 1 Lund Obs. Circ., Nr. 8 (1932). 2 B. Z., 24, 62 (1942). 3 Ap. J., 69, 127 (1929). 4 Gerechnet bis zum Jahre 1939. 5 Dabei bezieht sich die Qualifikation „gleichwertig“ in erster Linie auf die absolute Helligkeit, da in M 31 Novae mit Mmax < —2M, d. h. also alle Subnovae, wegfallen. Dann aber fallen unsichere Fälle, wie z. B. X Virg, die immer noch als „galaktische Novae“ mitgefühi’t werden, drüben natürlich weg. ©AkademieDie d. Wissenschaften novaähnlichen Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 39

weisen, als die im Andromedanebel. Man findet bei den extragalaktischen Novae praktisch ausschließlich Werte für Mmax zwischen —5M und —7M, wobei auch hier wieder zu beachten ist, daß die Gruppe der Subnovae dort nicht in Betracht kommt. 3. Die Lichtkurven ähneln im großen und ganzen sehr denen der galaktischen Novae (vgl. die Abb. 5 bei Hubble, 1. c., S. 139). Über die Amplitude extragalaktischer Novae ist naturgemäß nichts bekannt. Die Beobachtungen der Spektra von 3 Novae im Andromeda­ system weichen von denen der galaktischen Novae nicht wesentlich ab.1 Uns den NV zuwendend, dürfen wir von vornherein von extragalaktischen NV keine allzu großen Aufschlüsse erwarten. Denn die Entdeckungswahrscheinlichkeit ist bei ihnen sehr viel geringer als im Milchstraßensystem. Nur bei den P Cyg-Sternen, den wiederholten Novae, wie RS Ophi, den abnormen Novae oder allenfalls NV vom Typus RT Serp und N Aql 4 haben wir einige Aussicht auf Erfolg. In. der Tat sind unter den 120 Novae in M 31 eine Reihe, die Verwandtschaft zu den RT Ser-Novae sowohl als auch zu N Aql 4 zu haben scheinen. Es seien hier unter Verweis auf Hubbles Arbeit nur Nr. 15, 19, 20, 26, 36 und 39 aufgeführt, die ganz zweifellos Verwandtschaft zu jenen beiden Novatypen haben. Ebenso sind vielleicht etwas abnorm die Novae Nr. 1 und 2 in M 33 sowie VZ Tue in der kleinen Ma­ gellan’schen Wolke. Das Material ist zwar noch sehr dürftig, reicht aber doch aus, um zu be­ weisen, daß jene abnormen Novatypen, die allenfalls noch den NV zugerechnet werden können, in M 31 sicherlich in ungefähr derselben relativen Häufigkeit Vorkommen wie im Milch­ straßensystem. Recht wichtig ist dabei noch, daß jene abnormen Novatypen absolute Hellig­ keiten haben, die denen der normalen Novae nicht wesentlich nachstehen. Wiederholte Auf­ leuchten sind bei extragalaktischen Novae nicht beobachtet worden, was auch, da bei den typischen NV die Intervalle von der Größenordnung 20 Jahre sind, nicht anders zu erwarten war. Nr. 22 in der Andromedaspirale scheint ein sehr kurzes Maximum gehabt zu haben und könnte hier an eine Wiederholung am ehesten gedacht werden. Extragalaktische P Cyg-Sterne bzw. ganz allgemein bläue Überriesen mit unregelmäßigen Helligkeitsänderungen sind naturgemäß relativ viele bekannt. In den Magellanwolken kennen wir 12 P Cyg-Sterne, d. h. gerade die Hälfte wie im Milchstraßensystem, wovon 2 (Nr. 43 und 44) stärker veränderlich sind. M 33 ist sehr reich an blauen Überriesen. Ein typisches P Cygni-Aufleuchten ist mit der einen Ausnahme von Nr. 44 in extragalaktischen Systemen noch nicht beobachtet worden. Schließlich ist noch der bemerkenswerte NV Bernheimers in M 33 zu nennen. Daß U Gem-Sterne und ihnen verwandte NV picht gefunden wurden, erklärt sich so­ fort aus der sehr viel geringeren absoluten Helligkeit dieser Sterne, die im allgemeinen die Größe 0M kaum erreichen dürften. Eines Hinweises bedarf noch die Novahäufigkeit in kleinen Sternensystemen, speziell in Kugelhaufen oder in Gebieten mit ausgedehnten Dunkelwolken. In den sehr intensiv bearbeiteten helleren Kugelhaufen hat man bisher rund 1200 Veränder­ liche festgestellt, aber nur eine einzige Nova, T Scorpii, die zudem noch in manchem abnorm ist und von Payne- Gaposchkin2 als Vordergrundnova betrachtet wird, obwohl doch die Wahr­ scheinlichkeit hiefür ungeheuer klein ist.3 Dabei ist angesichts der eifrigen Überwachung der Kugelhaufen die Entdeckungswahrscheinlichkeit sicher größer als sonst im Milchstraßensystem. Von allergrößter Bedeutung ist nun ferner die Tatsache, daß sowohl im Milchstraßen­ system als auch in anderen Sternsystemen eine auffällige Konzentration der Novae in Gebieten mit Dunkelwolken nicht nachgewiesen werden konnte. Anderseits finden wir in Nebelgebieten, speziell dem des Orionnebels, eine sehr auffällige Konzentration von Veränderlichen, deren Verhalten an R Coronae einerseits, RW Aurigae anderseits er­ innert und deren Veränderlichkeit man fast mit Gewißheit als durch den Nebel verursacht annehmen darf.

1 Humason, P. A. S. P., 44, 381 (1932). 2 „Variable Stars“, S. 231. 3 Sawyer, J. Roy., Astr. Soc. Canada, 22, 75 (1938). 40 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Die Seltenheit von Novae in Sternhaufen sowie in Nebelgebieten ist zweifellos das ge­ wichtigste Argument gegen die Annahme irgendeiner Beeinflussung des Novaphänomens durch äußere Faktoren.1

IV. Das Gesamtergebnis. Im vorhergehenden Abschnitt III wurden 108 Sterne, bei denen aus irgendeinem Grunde Zugehörigkeit zu den NV vermutet werden konnte, untersucht. Es wurde dabei eine auf S. 9 näher umschriebene Definition für die Zugehörigkeit zu den NV als Kriterium angewandt. Aber trotz Anwendung einer solchen Definition wird es sich bei näherer Prüfung dieser Sterne als zweckmäßig erweisen, die NV in mehrere Gruppen aufzuteilen, bevor man eine Gesamt­ übersicht versucht. Das ist nicht wunderlich, wenn man bedenkt, daß die zweifellos in sich einheitlichere Gruppe der Novae nach ihren absoluten Maximalhelligkeiten in mindestens drei verschiedene Gruppen zerfällt, und daß selbst den gewöhnlichen Nova ganz abnorme Typen, wie z. B. DQ Her, zugerechnet werden. Es kommen bei den NV im wesentlichen folgende 6 Gruppen in Betracht.

a) Die typischen NV. Es sollen darunter diejenigen NV verstanden werden, deren Aufleuchten große Ähn­ lichkeit mit denen der typischen Novae (etwa N Aql 1918) zeigten, bei denen aber doch mehrere Aufleuchten oder doch wenigstens Aufhellungen in Verbindung mit einer kleineren Amplitude und einem schnelleren Verlauf die Zugehörigkeit zu den NV und nicht zu den Novae außer Frage stellen. Sicher zu dieser Gruppe gehören: RS Oph, T Pyx, U Sco, N Sgr Nr. 5 und T Cr B. Wahrscheinlich oder vielleicht dazu gehören: Gl, EY, Aql, KY Ara, T Boo, DH Gar, VZ Gem, RZ, TU Leo, N Sgr Nr. 3, SW U Ma und X Vir. Die Anstiegsgeschwindigkeit scheint bei diesen Sternen mit der der Novae vergleichbar zu sein, der Abstieg ist durchweg schneller und die Gesamtdauer des Aufleuchtens merklich kürzer. Die Intervalle liegen zwischen 11 und 70 Jahren, doch dürften nur bei einem kleinen Teil die Beobachtungen dicht genug sein, um der Beobachtung entgangene Aufleuchten wirk­ lich sicher auszuschließen. Die Amplituden sind die größten bei den NV, im Mittel der 5 gutbekannten ersten 7n,5. (Dabei ist angenommen, daß die ersten Aufleuchten bei RS Oph und N Sgr 5 den besser beob­ achteten zweiten vergleichbar seien.) Im Normallicht zeigen diese NV eine unregelmäßige Veränderlichkeit, die diejenige der echten Novae zwar übertrifft, aber verglichen mit dem Gesamtumfang des Lichtwechsels trotzdem geringfügig ist. Es scheinen plötzliche Minima von relativ kurzer Dauer und ~ 0 m5—lm Tiefe vorzukommen. Spektra zur Zeit der Aufleuchten sind neben T Gr B nur bei RS Oph und T Pyx beob­ achtet worden und gleichen denen der echten Novae weitgehend. Im Normalzustand ist schließlich noch das Spektrum der N Sgr 5 beobachtet worden. In allen vier Fällen fand man im Ruhezustand ein 0-Spektrum mit mehr oder weniger starken Emissionen, somit ganz dem Exnovazustand entsprechend; die Abweichung bei T Gr B wird, wie dort beschrieben, durch die Duplizität hinreichend geklärt. Diese Gruppe der NV, die den Novae ganz zweifellos am ehesten vergleichbar sind, liefert also während ihrer Zyklen keinen spektroskopischen Hinweis auf Rückkehr zu normalen Sternen. Über Entfernung bzw. absolute Helligkeit sind nicht nur bei diesen, sondern bei überhaupt sämtlichen NV die Daten viel dürftiger als bei den Novae. Immerhin scheinen RS Oph und T Cr B eine absolute Maximalhelligkeit gehabt

1 Lundm ark [P. A. S. P., 33, 219, 229, 315 (1921)] glaubte zwar anfänglich eine gewisse Konzentration der Novae in Gebieten mit Dunkelwolken gefunden zu haben, was er aber später [Lund Medd. Ser. II, Nr. 74, (vor allem S. 20) (1935)] weitgehend einschränkte. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 41

zu haben (—6M bzw. —7M), die derjenigen echter Novae gleicht. Es kann anderseits aber kein Zweifel bestehen, daß in dieser Gruppe auch Sterne Vorkommen, die den U Gern-Sternen näherstehen und damit absolute Helligkeiten haben werden, die < 0 M sind; inwieweit Be­ ziehungen dieser Sterne zu den Subnovae bestehen, ist noch nicht geklärt. b) Die langsamen NV. Bekanntlich unterscheidet man unter den normalen Novae als die beiden Hauptgruppen schnelle und langsame Novae. Der Verlauf der Lichtkurve ist, abgesehen von dem größeren zeitlichen Maßstab, bei den langsamen Novae im wesentlichen der gleiche wie bei den schnellen, ebenso wie auch die spektroskopische Aufeinanderfolge. Die Amplituden scheinen bei den langsamen Novae etwas kleiner zu sein. Über Unterschiede in den absoluten Helligkeiten beider Gruppen ist nichts Sicheres bekannt, wahrscheinlich aber erreichen Novae mit sehr rascher Entwicklung auch etwas größere absolute Helligkeiten. Eine ganz analoge Unterscheidung erweist sich auch bei den NV als zweckmäßig. Von den NV gehören sicher zu jener Gruppe: Z And, CI Cyg, AX Per, FN Sgr, CM Aql, CL Sco, SV Sgr. Wahrscheinlich oder vielleicht dazu gehören AE Ara, GY Cyg, YY Her, BF Cyg und HK Sco, sowie wahrscheinlich auch HV 8574.1 Die Form der Aufleuchten zeigt mancherlei Ähnlichkeit zu der typischer Novae und NV, der Anstieg ist auch hier stets steiler als der Abfall. Die Dauer der Aufleuchten ist zu­ meist länger als die bei den typischen NV und vergleichbar mit der der Novae (zumeist mehrere Jahre). Auffallend ist, daß die Intervalle denen der typischen NV durchaus gleichen. Die Amplituden sind hier noch ausgesprochener als bei den beiden entsprechenden Nova­ gruppen, merklich kleiner als bei den NV. Der Mittelwert aus den gutbekannten Aufleuchten beträgt für die größten Aufleuchten 4t5 und 3m4 für alle Aufleuchten. (Es ist dabei ange­ nommen, daß bei Z And, CI Cyg und AX Per Duplizität vorliegt und die wahre Amplitude um ~ 2 m erhöht wird.) In den Minima tritt stärkere Unregelmäßigkeit auf mit gelegentlicher Andeutung von Periodizität. Die bei diesen Sternen über die Einordnung zu den NV bzw. über die Verwandtschaft zu den Novae überhaupt durchaus naheliegenden Zweifel werden behoben durch die spektroskopischen Beobachtungen. In allen untersuchten Fällen läßt sich der Novaprozeß deutlich nachweisen, selbst bei so erratischen Fällen, wie Z And. Über Entfernung und absolute Helligkeit ist so gut wie nichts bekannt; bei Z And findet man mit der Parallaxe van Maanens +2M für das Aufleuchten 1939. Die Abgrenzung dieser Gruppe zu anderen Gruppen der NV, insbesondere Gruppe e, ist nicht sehr scharf festlegbar und kann vielfach erst durch das Spektrum erfolgen. c) Die RT Ser-NV. Es handelt sich um Novae oder NV, die den Novaprozeß in sehr großem zeitlichem Maß­ stabe vorführen. Erst die Untersuchungen des Spektrums, insbesondere beim Prototyp, bewiesen sicher, daß es sich um einen wirklichen Novaprozeß handeln muß und nicht etwa, wie hin und wieder vermutet worden ist, um Hervortreten des Sternes hinter einem Nebel usw. Heute werden die RT Ser-Novae zumeist als NV bezeichnet, was aber meines Erachtens nicht zutreffend sein kann, denn bei den NV wird ja mehr oder weniger stillschweigend voraus­ gesetzt, daß wir einen oder sogar mehrere Zyklen des eigentlichen Prozesses erfassen, während wir bei den RT Ser-Novae im Gegensatz zu den Novae noch nicht einmal ein Aufleuchten, geschweige denn einen vielleicht einige 104 Jahre währenden Zyklus durchbeobachtet haben. Diese Novae sollten daher in Zukunft als abnorme Novae und nicht mehr als NV angesehen werden. Sicher oder sehr wahrscheinlich zu der Gruppe gehören: DO Aql, 7] Car, V 407 Cyg, FU Ori, BS Sgr, RT Ser, sowie wenigstens drei Novae im Andromedanebel. Vielleicht gehören hiezu: Nova Ari Nr. 1 (1854), WY CrA, Nova Nor Nr. 2, U Leo, N Sgr (1912) Innes, N Sgr (1914) Innes, RS Sei, sowie möglicherweise einige der vermißten Sterne, wie: CD —49° 4665, —49° 4701, BD +19° 4107, +31° 4914, +34° 3887. 1 Harv. Bull., 915 (1941). 42 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

Die Form des Aufleuchtens ähnelt der der Novae, wenn man den zeitlichen Maßstab außer acht läßt. Sehr auffallend ist nun, daß die Geschwindigkeit des ersten prämaximalen Anstieges zu der des späteren Abstieges offenbar in einem sehr ähnlichen Verhältnis steht, wie bei normalen Novae. Der Verlauf ist bei RT Ser und FU Ori ungefähr 50—100mal lang­ samer als bei den durchschnittlichen schnellen Novae, und der erste Anstieg hatte bei diesen beiden Sternen eine Dauer von der Größenordnung 40d—50d, während bei den schnellen Novae hiezu 0d5—ld benötigt wird. Bezüglich der langsamen Novae ist Mc. Laughlin1 allerdings der Ansicht, daß der Anstieg nicht langsamer erfolge als bei den schnellen. Seine Beweisführung ist aber deshalb nicht zwingend, da wir bei keinem dieser beiden Typen den Anstieg wirklich beobachteten, sondern ihn nur im Laufe der Zeit in immer engere Grenzen einzuengen vermochten. Die spärlichen Daten bei RS Oph, CP Lac und U Sco zeigen nun, daß wir beim Anstieg mit der Größenordnung lm in l 1', wenn nicht erheblich mehr, zu rechnen haben, und der erste Anstieg bei schnellen Novae in 1/3A—1/2i, bei langsamen in ld—2d vor sich gehen könnte, ohne daß wir mit Beobachtungstatsachen in Widerspruch geraten. Sehr unterstrichen wird diese Auffassung durch die Tatsache, daß die RT Ser-Novae nicht eine abgesonderte Gruppe für sich sind, sondern daß stetige Übergänge zu den normalen Novae bestehen. Zweifellos bestehen enge Beziehungen zwischen RR Pic und der unter den RT Ser- Novae bisher raschesten Nova DO Aql, worauf zuerst H. Vogt2 aufmerksam gemacht hat. Auch die anderen RT Ser-Novae, wie z. B. BS Sgr, zeigten einen schnelleren Verlauf als RT Ser und FU Ori. yj Car schließlich zeigt den Novaprozeß in einem noch 10 mal langsameren Tempo als RT Ser. Über die Amplituden ist wenig Zuverlässiges bekannt, sie scheinen kleiner zu sein als die normaler Novae und dürften zwischen 6m und 9m liegen.

Die Spektra sind bei mehreren dieser Sterne ( yj Car, RT Ser, FU Ori, DO Aql) gut untersucht worden und beseitigten jeden Zweifel über die Zugehörigkeit zu den Novae. Ins­ besondere sei auf die große spektroskopische Ähnlichkeit zwischen DO Aql und RR Pic hin­ gewiesen, die den kontinuierlichen Übergang von den normalen Novae zu den RT Ser-Novae sehr unterstreicht. Die absoluten Helligkeiten der Maxima dürften denen der normalen Novae nahekommen, wie schon die Tatsache der Feststellung einiger dieser Vertreter im Andromedanebel beweist.

d) Die N A ql 4-NV. Diese NV haben mit den vorhergehenden gemein ein länger dauerndes Maximum. Der Hauptunterschied und damit die Abgrenzung ist: 1. Die Gesamtdauer des Aktivitäts­ stadiums ist sehr viel kürzer, bei der genau bekannten N Aql 4 nur 7 Jahre, d. h. ebenso lange wie bei den normalen Novae. 2. Es treten im Maximum selbst gelegentlich sehr rasche und größere Schwankungen auf, ein bei den RT Ser-Novae niemals beobachtetes Phänomen. Zu der Gruppe dieser NV gehören sicher: N Aql 4 (1919) und N Vul (1670). Wahrscheinlich oder vielleicht: N Sgr (1912), N Sgr (1914), HS Sgr, N Oph (1917), V 356 Aql. Auch könnte einer oder der andere der vermißten Sterne eine solche Nova ge­ wesen sein. Im Andromedanebel scheinen wenigstens zwei Objekte ein ähnliches Verhalten zu zeigen. Die in der großen Magellan’schen Wolke gefundene Nova RY Dor zeigt vielleicht auch Verwandtschaft zu diesen Novae, doch sind die Daten sehr dürftig. Die Amplituden dürften, soweit die spärlichen Daten ein Urteil gestatten, denen normaler Novae nicht nachstehen. Über die Anstiegsgeschwindigkeit wissen wir nichts; V 356 Aql und N Oph 1917 zeigten zwar den normal schnellen Anstieg, sind aber jedenfalls keine typischen Vertreter jener Gruppe. Der Umstand jedoch, daß auf dem absteigenden Ast sehr rasche Schwankungen Vorkommen, spricht sehr zugunsten der Annahme eines schnellen Anstieges dieser Novae. 1 Pop. Astr., 47, 482 (1939). 2 A. N ., 232, 269 (1927). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 43

Die spektroskopischen Daten sind, wenn man auch hier wieder von V 356 Aql absieht, äußerst dürftig und scheinen, soweit es den Prototyp selbst betrifft, nicht für Einordnung zu den Novae oder NV zu sprechen. Bei N Vulp 1670 hatte, wie erwähnt, Humason keinen Stern in der näheren Umgebung finden können, der irgendwelche Novacharakteristik ver­ riete; der Fall ist deshalb für das Novaproblem von einiger Bedeutung (S. 53). Über Entfernung und absolute Helligkeit besitzen wir nur beim Prototyp einige dürf­ tige Kenntnisse. War die scheinbare Helligkeit ~ 7 m im Maximum, ergäbe das bei der trigonometrischen Parallaxe 0"003~—1M, doch ist der Wert entsprechend unsicher. Die in ihrer diesbezüglichen Zugehörigkeit noch etwas strittigen Fälle im Andromedanebel sprachen für eine den Novae vergleichbare absolute Helligkeit. Es kann aber kein Zweifel bestehen, daß wir es auch bei diesen Sternen mit Novae, wenn auch mit einer völlig abnormen Gruppe, und nicht etwa mit langperiodischen Ver­ änderlichen zu tun haben. Vielleicht besteht Verwandtschaft zu den D Q Herculis-Novae. An­ gesichts des Fehlens einer zweiten Aufhellung bei irgendeinem dieser Sterne dürfte eine Klassifikation als Novae der als NV vorzuziehen sein.

e) Die PCygni-NV. Auf die Schwierigkeit der Abgrenzung gerade dieser Gruppe wurde schon in der Ein­ leitung hingewiesen. Hier sollen unter den P Cyg-NV nur solche P Gyg-Sterne verstanden werden, bei denen in der Lichtkurve größere, diskrete Aufhellungen beobachtet worden sind. Ein Stern mit P Gygni-Spektrum wird daher als P Cyg-NV auch dann noch nicht in Betracht kommen, wenn seine Helligkeit unregelmäßige Schwankungen zeigt, welch letztere bis zu einem gewissen Grade bei allen P Gyg-Sternen vorzukommen scheinen. Sicher zu der Gruppe gehören: AG Gar, HR Car, y Gas, P Gyg, HV 5495, AR Pav, AG Peg. Wahrscheinlich zu der Gruppe gehören: R Aqr B, o Cet B. (Bei den beiden letzteren ist die Zugehörigkeit sehr wahrscheinlich, doch ist die Lichtkurve noch nicht hinreichend genau bekannt.) Die Amplituden sind die kleinsten unter den NV, das Mittel der 7 oberen Sterne beträgt 2'"4, gerechnet vom Maximum zum Minimumwert (ausgenommen natürlich AR Pav, wo der Bedeckungslichtwechsel abgezogen wurde). Trotz der kleinen Amplitude beträgt die Dauer der Aufleuchten meist mehrere Jahre. Auch der Anstieg ist zumeist flach; er erfolgt zwar auch hier schneller als der Abstieg, aber nicht annähernd in dem Verhältnis, das wir bei den Novae und NV hiefür festgestellt hatten (S. 42). Das bei der Mehrzahl verhältnismäßig gut untersuchte Spektrum spricht in allen Fällen ganz eindeutig für die Einweisung zu den Novae bzw. NV, ja hat seine Heranziehung bei verschiedenen Fällen (z. B. AG Peg) überhaupt erst diese Klassifikation verlangt. Über die absolute Helligkeit dieser Gruppe wissen wir relativ besser Bescheid als bei den anderen NV. Im Gegensatz zu den meisten NV sind die P Gyg-Sterne auch in den Minima vielfach Sterne hoher absoluter Leuchtkraft (0M bis —2M). HV 5495 scheint viel heller zu sein. Bemerkenswert ist aber, daß R Aqr B und o Cet B absolut schwach sind ( + 3M bzw. + 6M) und im Minimum wird o Get B gar < + 8M. Also auch bei den P Cyg-Sternen, die stärkere Aufhellungen zeigen, streut die absolute Helligkeit sehr stark.

f) D ie Spektrum-NV. Um bei Herausstellung dieser Gruppe jedes Mißverständnis von vornherein auszu­ schließen, sollen als Spektrum-NV nur solche aufgenommen werden, die neben einem auf Verwandtschaft zu den NV hinweisenden Spektrum unregelmäßige Helligkeitsschwankungen zeigen, die > 0 ,n3 sind, aber anderseits diskrete Aufhellungen noch nicht gezeigt haben. Der Grund für diese Einschränkungen ist folgender: Die Zahl der Sterne, deren Spektrum irgend­ eine Beziehung zu den NV hat, ist groß. Ebenso wie zu jedem Stadium des Novaprozesses 44 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at findet man auch hier zahlreiche Analogien unter den Spektren unveränderlicher Sterne. Ob die gelegentlich gebrauchte Bezeichnung ,,permanente Novae“ für solche Sterne glücklich ist, erscheint fraglich. Vielmehr wird man erst bei größeren Helligkeitsschwankungen an eine engere Beziehung zu den Novae und NV denken können. Die Wahl der Grenze > 0 m3 geschah lediglich vom beobachterischen Standpunkt aus, da nach den normalen Methoden (im allgemeinen Plattenschätzungen oder visuelle Beobachtungen) ein kleinerer Betrag nicht sicher nachweisbar ist. In der vorliegenden Arbeit wurden von den Spektrum-NV jedoch nur solche Fälle unter­ sucht, bei denen die Beobachtungen auf etwaige Aufhellungen hin geprüft wurden. Sterne wie R Mon, dessen Spektrum große Ähnlichkeit mit dem der Novae kurz nach dem Maximum hat, wurden weggelassen, da seine Helligkeit nur R Gr B ähnliche Minima zeigt, ebenso z. B. R Gr A, dessen Spektrum große Ähnlichkeit mit dem unmittelbar vormaximalen Spektrum der Novae hat. Grundsätzlich wurden auch die R Gr B-Sterne ausgelassen, trotzdem gerade nach dem neuesten Stand des Problems die Beziehungen zu den NV vielleicht enger sind, als man schlechthin annehmen sollte.1 Von den Sternen dieser Gruppe, die auf Aufhellungen hin geprüft wurden, bei denen aber trotz Veränderlichkeit > 0 ’"3 keine solche gefunden wurden, sind in vorliegender Arbeit mitbehandelt: AF And, AE And, Z G Ma, W Gep, Y GrA, S Dor, WY Gern, Zi 995, RW Hyd, SY Mus, RX Pup, WY Vel. Schon eine oberflächliche Durchsicht zeigt, daß wir es hier auf jeden Fall mit Sternen ganz verschiedener Typen zu tun haben. AE, AF And und S Dor sind die hellsten Sterne, die wir kennen, und zeigen unregelmäßige Schwankungen. Bei Sternen, wie W Gep, WY Gern, Zi 995, RW Hyd und WY Vel könnte es sich um Doppelsterne handeln, bei denen ein heißer Begleiter von verhältnismäßig niederer absoluter Helligkeit neben einem roten Riesen steht. Bei Z C Ma, ebenso wie bei XX Oph sowie den schon erwähnten HV 7439, W Gep und WY Vel sind Minima die auffallendste Erscheinung. Es ist gar nicht ausgeschlossen, daß es sich hier um echte inverse NV handelt, die dann Bindeglieder zu den R Cr B-Sternen darstellen würden. Am Schlüsse dieses Abschnittes taucht noch einmal eine bereits auf S. 3 angeschnittene Frage auf, ob zwischen den Sternen mit den Novae oder den NV ähnlichem Spektrum, den hier schon behandelten Spektrum-NV sowie den eigentlichen NV bzw. Novae nur ein gra­ dueller Unterschied besteht oder ob, mindestens bei den NV und Novae, noch etwas Zusätz­ liches hinzukommt. Es ist dies eine Art von Problemstellung, wie sie nicht nur hier, sondern in zahlreichen Fragen der gesamten Naturwissenschaft auftaucht: Auf der einen Seite haben wir eine Art Status quo vor uns, auf der anderen Seite beobachten wir einen ausgesprochen prozeßhaften Vorgang, und die Frage nach der Existenz stetiger Übergänge taucht von selbst auf. Sind also, um ein Beispiel herauszugreifen, die beiden nebeneinanderstehenden P Cyg- Sterne AG und GG Car wesensverschieden oder unterscheiden sie sich nur graduell von­ einander ? Eine eindeutige Antwort auf diesen Fragenkomplex wird kaum gegeben werden können, solange^nicht der zeitliche Gesichtswinkel, unter dem man das Problem betrachten will, näher festgelegt ist. Bedenkt man, um nur zwei Beispiele zu geben, daß P Cyg selbst seit Jahrhunderten keine auffälligen Lichterscheinungen mehr zeigt, und daß AG Peg im

1 Bekanntlich ist es nicht gelungen, das bei den R Cr B-Sternen vorliegende Material mit irgendwelchen Verdunklungswirkungen zu erklären. Erst einer zuerst von Berm ann [P. A. S. P., 46, 60 (1934)], dann von Loreta [A. N., 254, 251 (1934)] und später von O’Keefe [Ap. J., 90, 294 (1939)] ausgearbeiteten Hypothese zufolge konnte mit der Annahme Von unregelmäßigen Auswürfen von Kohlenstoff wollten, deren Opazität bei zunehmender Temperatur stark anwächst, ein großer Teil des Beobachtungsmaterials gut erklärt werden. Die R Cr B-Sterne wären also eine Art inverser NV, und man kann dem hinzufügen, daß auch ihr Normallicht un­ regelmäßige Schwankungen aufweist; RY Sgr hat z. B. einmal eine stärkere Aufhellung gezeigt. Daß R-Sterne auch Novae werden können, beweist die N Aql 4. Bemerkenswert ist in diesem Zusammenhang aber doch, daß die Minima der R Cr B-Sterne keinerlei Gesetzmäßigkeit zu zeigen scheinen [Harv. Bull., 896, S. 17 (1934)], die bei den U Gern-Sternen und NV doch recht auffällig zutage trat. ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; veränderlichendownload unter www.biologiezentrum.at Sterne. 4 5

vorigen Jahrhundert eine größere Helligkeitszunahme von mehreren Größenklassen gezeigt hat, so erkennt man, wie groß der Irrtum wäre, diese beiden Sterne, die in den letzten Jahr­ zehnten kaum veränderlich waren, als wesensverschieden von Sternen wie AR Pav zu be­ trachten. Vielmehr wird man bei all solchen Sternen auch schon im Laufe von Jahrhunderten mit stärkeren Aktivitätsstadien rechnen dürfen. Den Gedanken, daß ein großer Teil der echten unregelmäßigen Veränderlichen mit Sonderspektra, also z. B. Sterne, wie X Per, R Mon, R Cr A u. a., früher wahrscheinlich einmal Novae — oder, wie wir heute besser sagen würden, abnorme NV — waren, hat zuerst Lundmark1 ausgesprochen, nachdem kurz zuvor Lu­ dendorff2 auf gewisse Verwandtschaft zwischen Novae und R Cr B-Sternen hingewiesen hatte, was er damals als Bestätigung der Seeliger’schen Theorie ansah. Sicherer noch erscheint die Stetigkeit der Übergänge zwischen den hier behandelten Spektrum-NV und scheinbar unveränderlichen Sternen mit dem NV- oder novaähnlichen Sonderspektrum, denn licht­ elektrische Beobachtungen ergaben hier vielfach Beträge einer Veränderlichkeit bis zu 0m2 und wenn man hinzunimmt, daß die meisten Be-Sterne stärkere Veränderlichkeit des Spek­ trums zeigen, die mit gelegentlich stärkeren Helligkeits- und Farbänderungen einhergehen, dann scheinen die Übergänge zu solchen Sternen, die mit Helligkeitsänderungen > 0 ,n3 auch nach den gewöhnlichen Methoden als unregelmäßige Veränderliche klassifiziert werden, ganz allmählich zu erfolgen.

Nach kurzer Aufzählung der einzelnen Gruppen soll nun unter Außerachtlassung der Gruppe / eine zusammenfassende Diskussion erfolgen mit dem Ziele der Herausstellung einiger Gemeinsamkeiten. Dazu wird zunächst in der folgenden Tabelle das Gesamtergebnis für die einzelnen Sterne gegeben. Darin wird zuerst der Name des Sternes, dann die Typenzuge­ hörigkeit nach den vorstehend aufgeführten Untergruppen bzw. nach irgendeiner anderen Gruppe veränderlicher Sterne gegeben; die Angabe NV bedeutet, daß die Zugehörigkeit zu den NV zwar wahrscheinlich ist, aber eine nähere Typenbestimmung angesichts des Fehlens geeigneter Beobachtungen nicht erfolgen kann; alles andere erklärt sich von selbst. Es folgt nun eine gemeinsame Besprechung der wichtigsten Eigenschaften der NV, und zwar 1. galaktische Verteilung, 2. zur Frage der Konzentration in gewissen Gebieten, 3. absolute Helligkeit, 4. Amplitude, 5. Intervalle, 6. Aufeinanderfolge der Aufleuchten, 7. das Problem der Minima bei den NV, 8. der Beitrag der NV zur Theorie des Novaphänomens. 1. Die mittlere galaktische Breite aller in der Tabelle als sicher oder vielleicht zu den Gruppen a— e zu zählenden Sterne ist 15°; nimmt man nur die sicheren Fälle, ergibt sich 12°5. Bei Novae fand man bekanntlich 11°6. Die galaktische Konzentration ist also etwas weniger deutlich ausgesprochen als bei den Novae, doch ist, besonders bei den typischen Fällen, der Unterschied gering. Die galaktische Konzentration der Novae ist ja, was nicht immer ge­ nügend hervorgehoben worden ist, selber wieder merklich geringer als die einiger anderer Ob­ jekte, z. B. der offenen Haufen usw. Sie ist auffallenderweise nahezu gleich derjenigen der planetarischen Nebel, was noch besonders durch eine ebenfalls sehr ähnliche Verteilung in galaktischer Länge unterstrichen wird. Trotzdem kann, wie schon auf S. 3 erwähnt, nicht die Rede davon sein, daß etwa alle Novae oder NV in planetarische Nebel übergingen. Insgesamt 16 der bekanntesten U Gern- und Z Cam-Sterne zeigen 23° als mittlere ga­ laktische Breite3, eine im Hinblick auf die hier allgemein sehr geringe absolute Helligkeit immerhin merkliche galaktische Konzentration. Interessant ist dagegen, daß die von mancher Seite mit den Novae in Verbindung gebrachten weißen Zwerge keine Spur einer Konzentra­ tion zur Milchstraße zeigen, wie sich aus dem neuesten Katalog4 der 38 bisher bekannten weißen Zwerge sofort ergibt. Zum größten Teil dürfte dies mit der sehr geringen Entdeckungs­ wahrscheinlichkeit weißer Zwerge Zusammenhängen. 1 P. A. S. P., 33, 232 (1921). 2 A. N ., 209, 273 (1919). 3 „Variable Stars“, S. 281. 4 Kuiper, P. A. S. P., 53, 224 (1941). 46 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H imdownload p e l ,unter www.biologiezentrum.at

Das Gesamtergebnis.

Nr. Stern Typus Nr. Stern Typus Nr. Stern Typus

1 Z Andromedae b 48 VZ Geminorum a ? N? 96 R Y Scuti / + ß 2 VZ Andro­ 49 W Y Gem ino­ 97 RT Serpentis c medae Unv rum / 98 UZ Tauri BN 3 A F Andro­ 50 Zi 995 / 99 S Telescopii NV? medae / 51. N Geminorum 100 SW Ursae maj a oder UG 4 AE Andro­ 1912 N? 101 W Y Velorum / medae / 52 RW Herculis NV? 102 X Virginis a? Unv 5 AM Andro­ 53 YY Herculis b} 103 N Vulpeculae medae Alg 54 7)1 Hydri Unv? 1670 d 6 R Antliae Unv? 55 Z Hydrae Unv? 7 R Aquarii B e 56 RW Hydrae f 8 RW Aquilae Unv? 57 BF Herculis NV? 9 CI Aquilae a oder N 58 RZ Lacertae Unv 10 CM Aquilae b 59 T Leonis a? UG? 11 E Y Aquilae a oder N 60 U Leonis c? Später hinzugekommen: 12 K X Aquilae UG 61 RZ Leonis a oder N 104 GV Aql l ? 13 V 367 Aquilae Halb 62 TU Leonis a oder UG 105 N Ari 2 a 14 V 402 Aquilae Mira 63 R U Lupi RW 106 R S Car d l 15 N Aql 4 d 64 RZ Muscae Ub 107 V 504 Cen b ? 16 AE Arae b} 65 SY Muscae / 108 101.1943 Gern a 17 K Y Arae a oder UG 66 NovaNormae 2 c? 109 VZ Lac NV ? 18 N Arietis 1 c 67 R S Ophi a 110 AN Lac N V ? 19 W Y Aurigae Unreg. 68 FU Orionis c 111 AY Lac a ?, UG 20 T Bootis a? 69 AR Pavonis e + Alg 112 Pr 4040 Nor ff? 21 Z Canis 70 AG Pegasi e 113 Chi Oph* e majoris e oder / 71 V Persei N 114 Pr 1359 Oph b ? 22 AG Carinae e 72 SZ Persei N? oder 115 V 759 Sgr b ? 23 GG Carinae i + ß U nv 116 V 384 Sco N , a? 24 D H Carinae a oder UG 73 UW Persei a oder N 117 U U Tau NV? 25 D I Carinae RW 74 A X Persei b 118 B S Vel a? 26 EP Carinae a oder UG 74a N Persei 1 N 27 7] Carinae 75 R X Puppis / 28 CPD — 58° 76 T Pyxidis a 2145 e 77 V Sagittae RW 29 VX Cassiopeire BN 78 N Sagittae 2 N 30 Y Cassiopeire e 79 b SV Sagittarii Text zur Tabelle. 31 W Cephei / 80 WW Sagittarii UG Die Abkürzungen bedeuten: 31a SV Cephei Unreg 81 AT Sagittarii N 32 o Ceti B c 82 BS Sagittarii c a — / = eine der obigen Unter­ 33 Y Coronae 83 FN Sagittarii b gruppen australis 1 84 GR Sagittarii N UG = U Geminorum-Art 34 W Y Coronae 85 HS Sagittarii d RW = RW Aurigae-Art australis c? 86 KW Sagittarii H alb, /? BN = BN Orionis-Art 35 T Coronae 87 N Sagittarii 3 a?, N Alg = Algolveränderlicher, borealis a 88 N Sagittarii 5 a ß = ß Lyrae-Stern 36 B F Cygni e oder / 89 V 732 Unreg = Unregelmäßig 37 CI Cygni b Sagittarii N Halb = Halbregelmäßig 38 E Y Cygni a?, UG 90 N Sagittarii Mira = Mira- Stern 39 GY Cygni b} 1912 c oder d Unv = Unveränderlich 40 M X Cygni Ub 91 N Sagittarii N = N ova 41 V 407 Cygni c 1914 c oder d Ub = Unbekannt 42 P Cygni e 92 U Scorpii a 43 S Doradus / 93 BM Scorpii Halb, /? 44 HV 5495 e 94 CL Scorpii b 45 S Fornacis U nv 94a H K Scorpii b 46 Z Geminorum Unv? 95 W Sculptoris NV? Unv? 47 SY Geminorum Unv? o? 95a RS Sculptoris c? ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; veränderlichendownload unter www.biologiezentrum.at Sterne. 47

Die Verteilung der NV in galaktischer Länge zeigt die bei den Novae so deutlich aus­ gesprochene Bevorzugung der Sagittarius-Scorpius-Gegend nicht so sehr an. Die erwähnten Unterschiede gegenüber den Novae erklären sich ohne weiteres dadurch, daß unter den NV mehr Sterne mit niedriger absoluter Helligkeit im Maximum Vorkommen, als unter den Novae. 2. Eine für das Novaproblem fundamentale und auch schon seit langem aufgeworfene Frage ist die nach dem Zusammenstehen der Novae, bzw. der etwaigen Bevorzugung gewisser Gegenden am Himmel. Obwohl hin und wieder andere Anschauungen vorgebracht wurden, kann doch heute die Antwort mit ziemlicher Sicherheit dahin gegeben werden, daß eine Be­ vorzugung bestimmter Gegenden nicht existiert. Dies beweisen allein die Beobachtungen im Milchstraßensystem, noch deutlicher aber die im Andromedanebel. Ebendeswegen wäre es aber auch falsch, das Zusammenstehen der Novae (auch gelegentlich sehr enges Zusammen­ stehen innerhalb 1°, wie bei GR, V 441 und Nova Nr. 3 Sgr) in der Sagittarius-Wolke als Be­ weis für bevorzugtes Zusammenstehen ansehen zu wollen, denn hier befindet sich das Zentrum des Sternsystems mit sehr hoher Sterndichte. Im großen und ganzen läuft die Häufigkeit des Novaphänomens mit der Sterndichte parallel. Auch bezüglich der Supernovae gilt etwas ganz Ähnliches, d. h. ziemlich gleichmäßige Verteilung über die Spiralsysteme, wenngleich auch hier die Tendenz, relativ häufiger in den äußeren Teilen aufzutreten, unverkennbar ist; bevorzugtes Auftreten an bestimmten Stellen der Systeme ist aber nicht zu konstatieren. Bei den NV, mindestens denen der Gruppe a— e (d. h. solche, die Aufleuchten zeigen), dürfte dasselbe gelten. Neben der galaktischen Kon­ zentration ist eine weitere, etwa zu dunkeln oder hellen Nebeln u. dgl., nicht nachzuweisen. In einzelnen Ausnahmefällen wurde jedoch bereits bei Besprechung der einzelnen Sterne auf auffälliges Zusammenstehen von NV, vor allem von solchen mit abnormem Lichtwechsel, hingewiesen. N Aql 4 und V 356 Aql, beides abnorme Novae von verwandtem Typus, stehen nahe zusammen in einer kleinen Dunkelwolke; ebenso kann hier das sehr nahe Zusammen­ stehen der beiden jedenfalls abnormen und mit N Aql 4 vielleicht verwandten Novae Sgr 1912 und 1914 Erwähnung finden; CL und HK Sco, beides völlig abnorme NV, stehen sehr nahe beieinander; RZ und T Leo könnten hier erwähnt werden, ebenso wie das gelegentliche Zusammenstehen von zwei und mehr vermißten Sternen; schließlich steht die jedenfalls sehr schnelle und damit an die NV erinnernde Nova Ori (1916) unmittelbar neben dem Z Cam- Stern BI Ori. An dem Ergebnis der allgemeinen Verteilung der Novae und NV ändern aber diese Fälle sehr wenig, zumal sie durchweg abnormen Lichtwechsel zeigen. Dagegen verdient hier ganz besonders hervorgehoben zu werden, daß es eine Art von Veränderlichen gibt, für die eine sehr starke Konzentration in gewissen Gegenden sicher nach­ gewiesen ist: die Veränderlichen in Nebelgebieten. Die Sterne haben entfernte Verwandt­ schaft zum Novaphänomen, sind zumeist Sterne niedriger absoluter Helligkeit, zeigen ganz unregelmäßigen, zum Teil sehr raschen Lichtwechsel und ihre Spektra sind nicht selten denen der NV verwandt. Flache Aufhellungen kommen gelegentlich auch vor, wie ja z. B. SU Ori von Wolf anfänglich als novaartig angesprochen wurde; das Charakteristische jedoch sind Minima, die hin und wieder äußerst spitz und rasch verlaufen. Es sind diejenigen Sterne, bei denen das zutreffen dürfte, was man früher von den R Cr B-Sternen glaubte (vgl. S. 44). Wenn sie auch überall am Himmel Vorkommen, so zeigt sich doch eine äußerst starke Kon­ zentration in galaktischen Nebelgebieten, insbesondere dem des Orion, sowie in einigen anderen Gebieten, z. B. bei R Mon, R Cr A u. a. Die Existenz dieser Sterne, die man trotz einiger verwandtschaftlicher Beziehungen doch kaum als NV ansprechen kann, halte ich für das stärkste positive Argument gegen alle Anschauungen, die das Novaphänomen mit Nebelmassen in Beziehung setzen wollten. 3. Absolute Helligkeit. Es ist dies der wunde Punkt bei den NV; die Daten sind un­ verhältnismäßig dürftiger als bei den Novae, bei denen außerdem die Ergebnisse am Andromeda­ nebel eine große Hilfe bedeuteten. An wesentlichen Punkten dürfte sich aber soviel sagen 4 8 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H download im p el, unter www.biologiezentrum.at

lassen: Die typischen NV wie RS Oph usw. dürften in ihren Maxima eine hinter den Novae nicht wesentlich zurückstehende absolute Helligkeit erreichen. Das gleiche gilt auch sehr wahrscheinlich für Gruppec und d , die wir allerdings überhaupt besser als abnorme Novae als wie als NV ansprechen sollten. Die absoluten Helligkeiten bei Gruppe b sind jedenfalls geringer als die der Novae, und anderseits wieder höher, als die der U Geminorum-Sterne, die in ihren Maxima kaum 0M erreichen dürften. Bei Gruppe e kommen trotz Vorherrschens der Riesen Sterne sehr verschiedener absoluter Helligkeit vor, was in noch stärkerem Maße für Gruppe / zutreffen dürfte. Die sich angesichts des bei den Novae sicheren Nachweises von mindestens drei der absoluten Helligkeit nach getrennten Gruppen sofort erhebende Frage nach einer gleichen Aufteilung auch der NV ist noch nicht sicher zu entscheiden; denkbar wäre jedoch, daß Sterne wie S Dor, 7] Gar als Super-NV, solche wie RS Oph als normale NV und schließlich solche wie DH Gar als Sub-NV angesprochen werden könnten. 4. Amplituden. Schon eine oberflächliche Durchsicht der Arbeit zeigt, daß bei den NV offenbar bestimmte Amplituden bevorzugt werden. Gruppe a (und gegebenenfalls auch c, die aber, wie schon wiederholt betont, Novae und nicht NV zu sein scheinen) bevorzugen große Amplituden, im Mittel etwa 7m5, und stehen damit gerade in der Mitte zwischen Novae und U Gern-Sternen, wenn man für diese die mittleren Werte l l m bzw. 4m ansetzt. Ein weiterer bevorzugter Wert liegt bei etwa 4m5 und dürfte bei Gruppe b die Regel sein. Die geringsten Amplituden mit im Mittel 2m5 zeigen die P Gyg-Sterne. Die Gesamtverteilung der Amplituden beim Novaphänomen zeigt also etwa folgende Häufungspunkte: Zirka 20m Supernovae. llm Normale Novae. 7m5 Normale NV (und RT Ser-Novae). 4m5 Langsame NV. 2'"5 P Gyg-NV. Daß noch weitere Häufungspunkte, etwa bei lm—lm5, Vorkommen, ist nicht ausge­ schlossen, kann aber bei der sehr rasch abnehmenden Entdeckungswahrscheinlichkeit nicht verbürgt werden; hiefür kämen dann Sterne, wie y Gas, CPD—58° 2145, HV 5495 und y Oph, in Betracht. Wie tief die Minima zwischen den Häufungspunkten der Amplituden sind, kann erst durch weitere Beobachtungen festgestellt werden. Besonders hervorzuheben ist in diesem Zusammenhang, daß die Gesamtausstrahlung (d. h. also die integrierte Lichtkurve) bei Novae und NV eine jeweils starke Tendenz zur Ein­ engung der Extremwerte zeigt: FU Ori hat bei seinem Ausbruch trotz seiner um 5m kleineren Amplitude doch ungefähr dieselbe Energieausstrahlung wie die normale Durchschnittsnova, und Z And trotz seiner 4m kleineren Amplitude dieselbe Ausstrahlung, wie z. B. U Sco. Für theoretische Betrachtungen ist diese Tatsache von erheblicher Bedeutung (vgl. auch S. 52). Und dann zeigt sich hier die Geschlossenheit der Gruppe der NV gegenüber der der Novae deutlicher, als nur bei Berücksichtigung der Amplituden. 5. Intervalle. Es darf als das vielleicht charakteristischeste Merkmal eines NV an­ gesehenwerden, mehrere, diskrete Aufleuchten zu zeigen; was davon abhält, diese Forderung im strengen Sinne durchzuführen, ist die Überlegung, daß bei vielen Sternen, die sonst den NV stark ähneln, zu kurze Beobachtungszeiten oder Beobachtungslücken die Feststellung weiterer Aufleuchten verhindert haben könnten, daß aber planmäßige Überwachung in ab­ sehbarer Zeit zu diesbezüglichen Erfolgen führen dürfte. Wie groß sind nun bei den NV mit mehreren Aufleuchten die Intervalle und zeigen sie bevorzugte Werte ? Zu Beginn sei zum Vergleich noch einmal an die den NV sicher nahe verwandten JJ Gem­ ünd Z Cam-Sterne erinnert (S. 4). Erstere haben ein mittleres Intervall von ~60d, mit der großen Streuung von der Größenordnung 103 (10d—1000d), letztere ein solches von ~25d, mit etwas geringerer Streuung. Es zeigen sich schon hier also zweifellos etwas bevorzugte Werte; inwieweit beobachterische Auswahleffekte mitwirken, bleibt noch näher festzustellen. ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne,. 49

Bei den Novae anderseits hat man die ältere Vorstellung einer im Sternleben einmaligen Katastrophe aufgegeben und spricht ganz allgemein von einer ,, Novaperiode“, deren Größen­ ordnung allerdings noch recht ungewiß ist; die extremsten Werte sind 103 und 109 Jahre, der Wert 104—IO5 Jahre dürfte der Wahrheit am nächsten kommen. Bei den NV sind zur Beantwortung der Frage der Intervalle allerdings nur solche geeignet, bei denen vermutet werden kann, daß nicht ein oder mehrere Aufleuchten verpaßt worden sind. Was verbleibt ist: 1. Z And 14a, 24* 10, 10 2.AG Car 25a 8 OO 3. CM Aql ^-l 10, 10 4. T Cr B 70a 5 5. CI Cyg 15a 5 6. P Cyg 56a, >300a 9 7. AR Pav 35a 10 8. RS Oph 35a 8 9. AX Per 35a 10 10. FN Sgr 11* 6 11. N Sgr 5 18% >23* 10 12. T Pyx 12% 18% > 2 2 a 8, 10 13. U Sco 43% 30a 3, 6 14. X Vir 11% > 5 0 a 2 15. CPD —58° 2145 12% 20a 10, 10. In vorstehender Tabelle sind neben den einzelnen Sternen zunächst das bzw. die be­ obachteten Intervalle angegeben, sodann das Gewicht, das ihnen beizumessen ist. Handelt es sich um einen Stern, wie Z And, wo mehrere, einander vergleichbare Aufleuchten statt­ fanden, und es ausgeschlossen ist, daß ein Aufleuchten verpaßt worden ist, so gab ich das Gewicht 10, bei CI Cyg, T Cor und FN Sgr nur ein geringeres Gewicht, weil das zweite Auf­ leuchten nur den Charakter einer stärkeren Aufhellung trug. Es sind dabei die Intervalle von Beginn zu Beginn der einzelnen Aufleuchten gezählt. Bei Intervallen, die sich mit den Zeichen > auf ein noch nicht erfolgtes weiteres Aufleuchten beziehen, ist kein Gewicht gegeben worden. Nur mit Einführung solcher Gewichte war es möglich, sichere und unsichere Fälle miteinander zu vergleichen, da es anderseits wohl schwierig wäre, Sterne wie Z And und XVir zusammenzustellen. Faßt man die Intervalle in Gruppen von 5 zu 5 Jahren zusammen, so daß in beigegebener Figur die Zahl 1 dem Intervall 0—4', Zahl 2 5—9 usw. Jahre entspricht, so erhält man bei obiger Gewichtsverteilung als Ordinate die in dieser Figur ersichtliche Verteilung. Die Bevorzugung des Intervalles von 10 bis 15 Jahren kann als reell angesehen werden, mit der stärksten Häufung bei 11—12 Jahren. In diesem Zusammenhange ist vielleicht erwähnenswert, daß auch die Zyklen spek­ troskopischer Veränderungen bei Be-Sternen (z. B. Intensitätsänderungen heller Linien, Än­ derungen in der Radialgeschwindigkeit usw.) die Größenordnung 10 Jahre zeigen. 6. Die Aufeinanderfolge der Aufleuchten. Bei U Gern-Sternen spielt die Frage eine große Rolle, ob bzw. welche Korrelation unter den Aufleuchten und Intervallen bestehen. Eine umfassende statistische Bearbeitung des am besten bekannten SS Cyg förderte in der Tat eine Reihe von Regeln zutage, die eine Einengung in der Unsicherheit der Prognose künf­ tiger Maxima gestatten.1 So folgt u. a. auf ein breites und großes Aufleuchten bevorzugt ein niedrigeres und schwächeres, und auf ein längeres Intervall ein höheres Aufleuchten. Welche Tendenz herrscht nun diesbezüglich bei den NV vor ?

1 Harv. Bull., Nr. 897, S. 9 (1934); Harv. Ann., 90, Heft 6 (1935). K. Himpel, Die novaähnliclieu veränderlichen Sterne. 4 5 0 ©Akademie d. WissenschaftenK Wien; . H download i m p e l, unter www.biologiezentrum.at

An Hand des vorliegenden Materials lassen sich offenbar drei verschiedene Möglich­ keiten erkennen: 1. Ein Aufleuchten ist merklich heller als das vorhergehende, und zwar ist der Betrag dieses Unterschiedes auffallenderweise ziemlich konstant zwischen 0m6 und lm. Beispiele: Z And 10"'0, 9,n2, 8“4; T Pyx 8m, 7™3, 6m4; CM Aql 15”'2, 14“4, > 1 4 m0; AX Per 10“0, 9“4; X Vir 81", 7“3; GPD — 58° 2145 8m6, 8”2. Nicht sicher sind N Sgr 5 und RS Oph, bei denen zwar das zweite Aufleuchten viel heller als das erste angegeben wurde, wo jedoch der genaue Betrag infolge Beob­ achtungslücken nicht feststellbar ist. 2. Das zweite Aufleuchten ist mit dem ersten nicht vergleichbar, sondern besteht nur in einer stärkeren Aufhellung von längerer Dauer. Beispiele: CI Gyg, FN Sgr, TCrB. 3. Das zweite Aufleuchten ist sehr viel schmäler als das erste und um ungefähr denselben Betrag schwächer, wie es bei Gruppe 1 heller war. Beispiele: P Gyg, AG Gar, AR Pav, d. h. die typischen Vertreter der P Gyg-NV. Bei Gruppe 1 ist die schon auf S. 4 erwähnte Beziehung zwischen Amplitude und Intervall auffallend erfüllt, da in den drei sicheren Fällen das zweite Intervall fast doppelt so lang ist wie das erste. Es ist nun ferner in höchstem Maße auffällig, daß bei T Pyx das dritte und bei GM Aql und N Sgr 5 das zweite beobachtete Intervall bereits jetzt wieder die vorhergehenden wesentlich übertreffen: >22 bzw. 18 Jahre; >18 bzw. 11 Jahre; >23 bzw. 18 Jahre. Bei diesen NV dürften Aufleuchten in absehbarer Zeit zu erwarten sein. Im Jahre 19391 habe ich den Versuch unternommen, die Entstehung einer Nova aus einem NV durch progressives Hellerwerden der Aufleuchten im obigen Sinne zu erklären. T Pyx z. B. dürfte in einigen Jahren bis ~ 5 m5, d. h. als mit freiem Auge gut sichtbare Nova aufleuchten. Würden wir seine Vorgeschichte nicht kennen, so be­ stände dann keinerlei Veranlassung, ihn nicht als echte Nova anzusprechen. Welche Rolle die Gruppe 2, die längere Aufhellung, spielt, ist noch ganz ungewiß. Erst die Weiterentwicklung bei T Gr B, dessen jetziges Aufleuchten spektroskopisch eingehend untersucht ist, wird die Entscheidung bringen können; zur Zeit (Juli 1942) ist der Stern immer noch hell. Bei den abnehmenden Aufleuchten der P Gyg-Gruppe könnte man, gestützt auf die Lichtkurve des Prototyps, an eine zeitweise Beendigung des Aktivitätsstadiums denken. Durchaus zu erwägen wäre aber, die gesamte Erscheinung bei P Gyg, also von 1600 oder vorher bis etwa 1700, als eine einheitliche Störung, bei der die beiden Auf­ leuchten lediglich besonders hervortreten, aufzufassen. Weitere Beobachtungen, vor allem an AR Pav, werden zeigen, ob das Verhalten von P Gyg dem Normalfall entspricht oder nicht. 7. Das Problem der Minima bei den NV. Wenn von Minima bei NV gesprochen wird, so ist in erster Linie an die NV zu denken, bei denen neben den für diese Gruppe charakteristi­ schen Aufleuchten auch diskrete Minima in der Lichtkurve nachweisbar sind. Dann aber weiterhin müssen alle solche NV in Betracht gezogen werden, bei deinen die Minima einen ebenso großen Betrag der Helligkeitsänderung ausmachen, wie die Aufleuchten selbst, und schließlich solche Sterne, bei denen bei einem NV-Spektrum die Minima die wesentlichen Erscheinungen der Lichtkurve ausmachen, obwohl diese letztere Gruppe nicht allgemein als NV bezeichnet wird. Minima scheinen bei allen NV vorzukommen. Am bekanntesten sind die plötzlichen Minima im Umfange von fast lm bei RS Oph, dann solche bei T Gr B bis zu 0m5. Auch in den Lichtkurven langsamer NV, so bei Z And, Gl Gyg, FN Sgr u. a., sind diskrete Minima im Umfange von 0m5 oder etwas mehr sicher nachgewiesen. Die Dauer dieser Minima scheint, soweit eine sichere Feststellung bisher möglich war, relativ kurz zu sein, von der Größenordnung 1 Die Sterne, 20, 17 (1940). ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; veränderlichendownload unter www.biologiezentrum.at Sterne. 51

einiger Tage bis Wochen. Eine für das Novaproblem entscheidend wichtige Frage ist nun die folgende: Treten diese Minima unregelmäßig, d. h. ohne erkennbaren Zusammenhang mit den Aufleuchten auf, oder besteht irgendeine diesbezügliche Beziehung ? Eine definitive Antwort hierauf kann noch nicht gegeben werden, es kann nur auf einige auffallende Fälle hingewiesen werden: So zeigte sich bei T Cr B im Mai 1936 unmittelbar vor Beginn des Aktivi­ tätsstadiums im Sommer 1936 ein durch 2 Sonneberger und 3 Bamberger Platten sicher ver­ bürgtes Minimum von 0m5 Tiefe. Nach diesem Minimum stieg die Helligkeit von ihrem jahr­ zehntelangen Mittelwert. ganz allmählich zum Maximum 1938 an. Außergewöhnlich inter­ essant ist auch eine diesbezügliche Beobachtung bei Z And: 11 Beobachtungen des visuellen Überwachungsprogrammes 1939 Februar 14 bis Juni 15 ergaben nur eine sehr langsame Ab­ nahme von 10m3 bis 10m4 visuell. Die eine weitere Beobachtung Juni 16 ist im Beobach­ tungsbuch ausdrücklich als „zum ersten Male merklich schwächer“ bezeichnet, die folgende Juni 22 aber „Stern wieder auffallend heller“. Ich hielt dies damals für das Einsetzen post­ maximaler Schwankungen nach der Aufhellung des Jahres 1938. Es ist wahrscheinlich, daß auch hier unmittelbar vor Beginn des Hauptaufleuchtens ein kurzes Minimum eintrat. Sollte sich eine solche Erscheinung generell zeigen, so wäre dies ein wichtiges Ergebnis für das ge­ samte Novaproblem. Bei RS Oph schließlich scheinen die Minima bevorzugt in den postmaximalen Aktivitäts­ stadien aufzutreten. Die zweite Gruppe scheint unter den P Cyg-NV oder diesen nahe verwandten NV häufiger vertreten zu sein. Bei P Cygni selbst liegt das mehrhundertjährige Normallicht 5m3 ungefähr in der Mitte zwischen den Extremwerten 3m7 und 7m, ebenso bei y Cas, wo das jahrhundert­ lange Normallicht 2m2 ziemlich genau in der Mitte zwischen den Extremwerten lm6 und 3m0 liegt. Möglicherweise ist auch bei AG Peg und RX Pup das Minimum gerade so tief, wie der Umfang des lange vorher erfolgten Aufleuchtens. Bei Novae treffen wir eine sehr auf­ fällige Erscheinung dieser Art bei den DQ Her-Novae an, wo das als Regel auftretende Mi­ nimum nahezu die Helligkeit der Praenova erreicht. In der dritten Gruppe stehen Sterne wie Z CMa und XX Oph, zu denen neuerdings noch HV 74391 gekommen ist, in vorderster Linie. Was sich hier als Charakteristikum der Lichtkurve zeigt, sind mehr oder weniger tiefe Minima. Aufhellungen kommen praktisch nicht vor. Das auf die NV hinweisende Spektrum schien lange Zeit in Widerspruch zu stehen mit der nach der Lichtkurve angezeigten Klassi­ fikation als R Cr B-Sterne. Diese Schwierigkeit dürfte heute schon wenigstens teilweise über­ wunden sein, nachdem wir einerseits bei den NV mit Aufleuchten auch tiefere Minima beob­ achten, anderseits zwischen^ Cr B-Sternen und NV gewisse verwandtschaftliche Beziehungen zu bestehen scheinen, während man sie bisher für extrem verschieden ansehen wollte.2 Sodann ist noch mit der Möglichkeit zu rechnen, daß solche Sterne wie Z CMa u. a. in früherer Zeit einmal eine größere Helligkeitszunahme gezeigt haben.3 Es sei zum Schluß auf eine Analogie hingewiesen, die sich aus einer schon mehrfach zitierten Bearbeitung der RW Aur-Sterne und verwandter Typen4 ergibt: Auch hier haben wir offenbar drei verwandte Gruppen, die UZ Tau-Sterne, bei denen die Aufleuchten vor­ herrschen, die RW Aur-Sterne mit mittlerem Normallicht und schließlich die BN Ori-Sterne mit Minima als Charakteristikum der Lichtkurve. Wie das Verwandtschaftsdiagramm (1. c. ,S. 40) zeigt, bestehen ganz ähnliche Beziehungen untereinander wie bei der erwähnten Gruppe von NV. 8. Beitrag der NV zur Theorie des Novaphänomens.5 Von den zwei großen Gruppen von Hypothesen, von denen die eine die Ursache des Novaphänomens in äußeren, die andere

1 Harv. Bull., 915, S. 30 (1941). 2 Vgl. dazu S. 44. 3 Vgl. dazu S. 5. 4 Himmelswelt, 52, H eft 1/2, 5/6, 7/8 (1942). d Sehr ausführlich bei Himpel: „Zur Theorie der Neuen Sterne“, ,,Scientia‘:, in Druck (1945). 52 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

in inneren Faktoren suchen möchte, scheint heutzutage die erstere bestimmt im Nachteil zu sein. Eine theoretische Prognose des Einflusses, den ein Nebel von einer bestimmten Dichte auf einen Stern von bestimmter Masse, Radius und relativer Geschwindigkeit ausüben wird, dürfte zwar schwieriger sein, als man vielfach angenommen hat. Die Existenz der Nebel­ veränderlichen einerseits, das Fehlen einer ähnlichen Konzentration der Novae anderseits kann aber als Argument gegen alle Hypothesen äußeren Einflusses gelten, ebenso wie das Fehlen von Novae in Gebieten sehr hoher Sterndichte, speziell in den Kugelhaufen, ganz eindeutig gegen äußere Faktoren, seien es nun solche rein gravitativer Art oder solche im Sinne der Pickering’schen Planetoidenhypothese, spricht. Bei den Hypothesen innerer Ursache liegen die Schwierigkeiten einmal in der unzu­ reichenden Kenntnis der chemischen Zusammensetzung der Novae und der ihnen verwandten Typen, dann in der Fülle der zu erklärenden Einzelerscheinungen, ganz besonders jedoch in dem Fehlen einiger wichtiger Daten, die für jede Theorie geradezu als experimentum crucis gewertet werden müssen. Was zunächst den ersten Punkt betrifft, so spielt eine besondere Rolle der Wasserstoff­ gehalt der Praenovae. Wäre dieser wirklich um 1—2 Zehnerpotenzen geringer, als er bei normalen Sternen mit guten Gründen anzunehmen ist, so dürften Versuche in der Richtung von Milne, Unsold, Gamov und Biermann aussichtsreich sein. So sehr diese Versuche im einzelnen auch voneinander abweichen mögen, so ist doch das Punctum saliens die diskon­ tinuierliche Kontraktion eines Sternes von niedriger zu hoher Dichte, wie sie bei Erschöpfung der Energiequellen vermutlich auftreten könnte. Da das Alter des Milchstraßensystems allgemein von der Größenordnung einiger 109 Jahre angenommen wird, kommt man um die Annahme, daß die Novae und die ihnen verwandten Typen a priori einen verschwindend geringen Wasserstoffgehalt hatten, nicht herum. Diese Annahme erscheint gekünstelt und nach dem von Eddington1 wahrscheinlich gemachten hohen Wasserstoffgehalt einiger weißer Zwerge sogar unwahrscheinlich. Dann sind verhältnismäßig viele weiße Zwerge und NV mit solchen Sternen physisch verbunden, bei denen ein verschwindend geringer Wasserstoffgehalt nicht plausibel zu machen ist. Nicht mit solchen Schwierigkeiten behaftet ist eine von Vogt2 vor einigen Jahren vor­ getragene Hypothese, daß bei plötzlichem Eintreten des Zustandes der Entartung im Stern- innern der Absorptionskoeffizient sehr schnell und sehr stark abnimmt, was aber in Ver­ bindung mit der durch Zusammensacken des Sternkernes freiwerdenden Kontraktionsenergie die äußeren Schichten des Sternes abstoßen würde. Eine andere, den modernen Beobachtungen (insbesondere der großen Häufigkeit und Mannigfaltigkeit des Novaphänomens) noch besser Rechnung tragende Hypothese hat Vogt3 kürzlich vorgetragen. Demzufolge könnte das Novaphänomen eine Folge rasch verlaufender Änderungen in der Energieerzeugung sein. Es wäre dann (vgl. Eddington) sogar denkbar, daß das Novaphänomen relativ früh im Sternleben eintritt: Ein reiner Wasserstoffstern kontrahiert sich, da die normale Energieerzeugung, z. B. durch die Kohlenstoff-Stickstoff- Reaktionskette, infolge Fehlens dieser Elemente noch nicht einsetzen kann, zu einem weißen Zwerg. Hier werden Dichte und Zentraltemperatur hoch genug, um die Entstehung der schwereren Elemente zu ermöglichen. Infolge der exponentiellen Abhängigkeit des Energie­ erzeugungsprozesses von der Temperatur ist mit außerordentlich heftiger Zunahme der Energie­ erzeugung zu rechnen, wie es im Novaphänomen seinen Ausdruck finden könnte. Der Stern würde dann den Weg vom ersten weißen Zwergstadium zum normalen Stern unter zahl­ reichen Aufleuchten zurücklegen. Durch die auf S. 50 auseinandergesetzte Entwicklungs­ möglichkeit einer Nova aus einem NV durch progressive Zunahme der Intervalle bzw. Heller­ werden der Aufleuchten, erfährt diese Möglichkeit eine starke Stütze.

1 M. N ., 99, 595 (1939). 2 A. N ., 263, 5 (1437). 3 Scientia, 36 (1942). ©AkademieDie d. novaähnlichenWissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sterne. 53

Nicht ganz auszuschließen ist die Möglichkeit, daß eine der älteren Hypothesen, die für das normale Novaphänomen abgelehnt werden mußte, für die Supernovae in Betracht kommt. Das ist nicht verwunderlich, denn viele Begriffe, die man sich früher von einer Nova machte, passen viel besser zu den Supernovae. Was jedoch eine vollständige Theorie darzustellen hätte, ist nicht nur das Vorkommen eines Ausbruches an sich, wie er mehr oder weniger einmalig von einem normalen Stern gezeigt werden würde, sondern sind folgende Hauptpunkte: 1. Die Aufleuchten können mit sehr verschiedener Geschwindigkeit erfolgen; die Unterschiede zwischen den langsamsten und raschesten Aufleuchten sind dabei von der Größenordnung 1 104. 2. Die Amplituden der Aufleuchten können außerordentlich verschiedene Werte annehmen, von zirka 20m bei den Supernovae bis zu lm—2m bei den P Cyg-NV. Es zeigen sich bevorzugte Werte unter den Amplituden. 3. Die Intervalle zwischen den Aufleuchten sind sehr verschieden lang. Bei den typischen U Gem-Sternen, die den NV und Novae nahe verwandt sind, finden wir bis zu 6m Amplitude in wenigen Monaten Abstand, bei den NV sind es Jahrzehnte und bei den Novae mindestens Jahrtausende oder gar mehr. Eine statistische Beziehung zwischen Amplitude und Intervall, besser noch zwischen Gesamtausstrahlung und Intervall, scheint angedeutet. 4. Die Verwandtschaft der Novae zu den veränderlichen Sternen sowie zu zahl­ reichen Sternen mit Sonderspektra dürfte nach den Ergebnissen der vorliegenden Arbeit doch viel weitreichender sein, als vielfach angenommen wurde, was in den meisten Hypo­ thesen bisher zu wenig berücksichtigt worden ist. 5. Es kann als gesichert gelten, daß das eigentliche Novaphänomen nur bei Sternen der Hauptreihe oder allenfalls solchen links der Hauptreihe auftreten kann. Ob und inwieweit novaartige Erscheinungsformen auch rechts der Hauptreihe, speziell auf dem eigentlichen Riesenast Vorkommen können, ist noch nicht sicher zu entscheiden. 6. Neben der allgemeinen Verteilung des Novaphänomens in den Sternsystemen kommt noch der große Unterschied in der Häufigkeit, der von System zu System bis zu zwei Zehnerpotenzen schwankt, zum Ausdruck. Dabei scheint bei Supernovae das Maximum der Häufigkeit bei etwas späteren Spiralen (Sc) zu liegen als bei normalen Novae (Sb). Trotzdem läßt das völlige Fehlen einiger wichtiger Beobachtungsdaten zur Zeit jede Theorie nur beschränkt prüfbar erscheinen. Die wichtigsten dieser Daten sind: 1. Der spektroskopische Befund der Praenova, bzw. die spätere Entwicklung des Exnovazustandes. Daß beide übereinstimmen müßten, wird zwar vielfach angenommen, ist aber nicht sicher, da schon längere Zeit vor dem Ausbruch Veränderungen im Spektrum denkbar sind. N Oph (1848), eine allerdings abnorm langsame Nova, zeigt 100 Jahre postmaximal das typische Exnovaspektrum, bei N Vul (1670) ist in der Gegend kein Sonderspektrum gefunden worden. Wichtig wäre in diesem Zusammenhange eine Kenntnis des derzeitigen Spektrums der N Aql 4. Das einzige Spektrum einer Praenova ist das der N Aql (1918) aus dem Jahre 18981 — aber es ist, eben infolge seiner Dürftigkeit leider doppelzüngig! Denn zur absoluten Helligkeit + 2 M5 der Praenova paßt das B—A-Spektrum gerade .noch, wenn es sich um einen normalen Stern gehandelt hat, und kann es anderseits als typisches Sonder­ spektrum der Novae angesehen werden. Bei der überwiegenden Mehrzahl der Praenovae mit M <+5M wäre die Entscheidung klar gewesen, in diesem Falle ist sie leider nicht eindeutig.

1 Harv. Ann., 81, 124 (1919). 5 4 ©Akademie d. WissenschaftenK. Wien; Himpel, download unter www.biologiezentrum.at

2. Das Problem der Veränderlichkeit der Praenovae. Ob die Praenovae innerhalb der normalen Grenzen (d. h. > 0 m3) veränderlich sind oder nicht, ist, so oft auch das erstere behauptet wurde, noch nicht entschieden! Meine eigenen Erfahrungen hinsicht­ lich Beobachtungen von Sternen nahe der Grenzhelligkeit photographischer Platten (und dieser Fall trifft bei den Praenovae fast ausnahmslos zu) in Verbindung mit einer kritischen Durchsicht der Beobachtungen von Praenovae (insbesondere in Harv. Ann., Bd. 84) führten mich zu dem Schluß, daß in keinem einzigen Falle die Veränderlichkeit wirklich erwiesen ist! Hält man noch dazu, daß, wie z. B. bei VZ And und SZ Per, nach­ weisbar unveränderliche Sterne jahrzehntelang als um mehrere Größenklassen ver­ änderlich galten, dann wird man, zumal die diesbezüglichen Beobachtungen noch viel zahlreicher sind als die der Praenovae, auch die Angaben von einer Veränderlichkeit der Praenova um mehr als lm noch als mit Unveränderlichkeit vereinbar ansehen dürfen. Gleiche Skepsis scheint auch gegenüber jenen Angaben angebracht, wo Hellig­ keitsdifferenzen zwischen Prae- und Exnovazustand behauptet werden. Soweit unsere heutigen Methoden ein Urteil zulassen, dürfte völlige Übereinstimmung zwischen Prae- und Exnovahelligkeit bestehen. Voraussetzung hiezu ist selbstverständlich, daß der Abstand vom Ausbruch genügend groß ist, bei langsamen Novae als mindestens einige Jahrzehnte. Daß die Helligkeit vor dem Ausbruch etwas ansteigt, ist nach den spärlichen An­ gaben bei CP Lac1 und RS Oph2 nicht völlig ausgeschlossen, muß aber noch näher belegt werden. 3. Das spektroskopische und photometrische Verhalten unmittelbar vor dem Aus­ bruch bzw. im ersten Anstieg. Der erste Anstieg, bei normalen Novae meistens 7m—8", ist zwar bezüglich seiner Dauer weitgehend eingeschränkt, doch fehlen Einzelheiten, speziell in spektroskopischer Hinsicht, noch völlig. Nach einigen Angaben auf S. 50 schließlich wäre ein kurzes Minimum unmittelbar vor dem Ausbruch bei den Novae möglich, was für die Theorie größte Bedeutung hätte. Gerade die fehlenden Daten dieses Punktes sind die empfindlichste Lücke, deren Ausfüllung in absehbarer Zeit auch nur von der Seite der NV, insbesondere solcher wie RS Oph uftd T Pyx, erhofft werden kann. Hier gegebenenfalls einige Daten zu erlangen, wäre der entscheidendste Beitrag zur Lösung des Novaproblems, den das Gebiet der NV beisteuern könnte. Abschließend sollen noch einige Bemerkungen über eine mögliche Veränderlichkeit der Sonnenstrahlung gemacht werden. Daß die Sonnenstrahlung heute nahezu, wenn nicht sogar im strengen Sinne unveränderlich ist, kann nach den Ergebnissen der lichtelektrischen Messungen an Planeten und Monden kaum bezweifelt werden. Das braucht nicht für die ganze Erdgeschichte zuzutreffen. Während wir bei den Fixsternen nur in einigen wenigen Fällen Beobachtungen über einige 103 Jahre haben, sind es 109 Jahre, d. h. das 106fache, für die wir aus der Erdgeschichte wenigstens teilweise Aufschlüsse über die Sonnenstrahlung erwarten dürfen. Die bisher ungelösten Probleme des Verlaufes der Vorweltklimate einerseits, in denen ein deutlicher Rhythmus von der Größenordnung 2-IO8 Jahre angedeutet erscheint, die Tat­ sache anderseits, daß eine Erklärung der Entstehung des Planetensystems nur bei früher erheblich größerer Sonnenmasse Aussicht auf Erfolg hat, waren die Ausgangspunkte für eine vom Verfasser im Jahre 1939 vorgebrachte Hypothese, daß im Verlaufe der Erdgeschichte die Sonne wiederholt durch das Nova- bzw. NV-Stadium gegangen war.3 Eine solche Möglich­ keit schien damals naheliegend, da man bis vor kurzem eine Novaperiode von der Größen­ ordnung 108 Jahre als die wahrscheinlichste ansah. Die biologischen Schwierigkeiten, auf

1 H offleit, Harv. Bull., 904, S. 16 (1937). 2 Himpel, A. N., 270, 185 (1940). 3 „Erdgeschichte u. Kosmogonie“, Leipzig 1940. ©AkademieDie d. novaähnlichen Wissenschaften Wien; download veränderlichen unter www.biologiezentrum.at Sternö. die die Kritik sich besonders festgelegt hat, sind allein nicht von ausschlaggebender Bedeutung, nachdem die Gruppe der Subnovae sowie viele NV absolute Maximalhelligkeiten von der Größenordnung 0M zeigen, und hiefür die Schutzwirkung der Erdatmosphäre zur Erhaltung des Lebens bei weitem ausreicht. Die Ergebnisse der vorliegenden Arbeit jedoch, vor allem die Möglichkeit der Entstehung einer Nova aus einem NV, sprechen für eine Novaperiode von der Größenordnung 104 Jahre. Nach dieser Erkenntnis habe ich die obige Hypothese auch sofort berichtigt.1 Der allgemeine Charakter des Novaphänomens sowie die deutliche Forderung der Kosmogonie des Planetensystems nach solarem Massenverlust sprechen nun sehr stark dafür, daß auch die Sonne ein Novastadium mit einer großen Anzahl von Ausbrüchen durchlaufen hat, und zwar (vgl. S. 52) in der Frühzeit ihres Sterndaseins. Das Planetensystem ist nach den Laplace’schen Vorstellungen kurz vorher entstanden, und zwar in oder kurz vor dem Zustand des ersten weißen Zwerges (S. 52). Beim Einsetzen des Energieerzeugungsprozesses gelangte die Sonne dann unter zahlreichen Aufleuchten des NV- und später Novastadiums auf den Hauptast, wobei durch den Massenverlust das Planetensystem zu seiner heutigen Größe aus­ gedehnt wurde. Zur Erklärung des späteren Verlaufes der Erdgeschichte habe ich kürzlich im Zusammenhang mit der mehrfach zitierten Bearbeitung der RW-Aur- Sterne die älteren Shapley’schen Vorstellungen über solare Veränderlichkeit wieder aufgegriffen, wie sie der Paläoldimatologie und verwandten Gebieten eine ausreichende Grundlage zu geben imstande sein dürften.

Nachtrag im Juni 1944. Die vorliegende Arbeit wurde schon März 1942 abgeschlossen, und konnten so nur einige wenige Literaturhinweise in Fußnoten berücksichtigt werden. Da auf dem Gebiete der seltenen Veränderlichen, zu denen auch die NV gehören, in den letzten Jahren, vor allem durch die Arbeiten von Hoffmeister und des Verfassers, Fortschritte erzielt worden sind, sei auf den Artikel ,,Die Seltenen Typen der Veränderlichen Sterne“, der im Rahmen einer zum 70. Geburtstag von Adalbert Prey erscheinenden Monographie herauskommen wird, hin­ gewiesen. Zahlreiche Einzelergebnisse finden sich in Kl. Veröff. Berl.-Babelsberg 24, 27 u. 28 sowie in BZ 24—26.

Es ist mir ein besonderes Bedürfnis, den Herren Professoren Graff, Hnatek, Prey und Vogt für ihre Durchsicht des Manuskriptes und für ihre großzügige Unterstützung von ganzem Herzen Dank zu sagen.