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nahmen der Spektren bei weitem nicht den Einfluß aus wie auf die direkte Beobachtung. Schwache Spektrallinien, welche das Auge unmittelbar nicht mehr zu erkennen vermag, erscheinen bei längerer Belichtungsdauer noch deutlich auf der Platte. Die Photographie bietet auch hier wieder den gewaltigen Vorteil, daß sie günstige Beobachtungsmomente ausgiebiger auszunutzen gestattet, als die direkte Beobachtung, so daß sie ein schnelleres Arbeiten ermög- licht. Auf diesem Wege ist es dem sehr reich ausgestatteten Hlarvard College-Observatorium zu Cambridge(Mass.) und dessen Filiale zu Arequipa in Peru möglich geworden, innerhalb weniger Jahre die Spektren der Sterne bis zur 9. Größe herab aufzunehmen.

Durch Anwendung der Spektral-Analyse unter Zuhilfenahme der Photographie ist es auch möglich geworden, die Bewegung eines Sternes im Visionsradius zu erkennen und sogar ihre Geschwindigkeit zu messen. Nach dem Doppler'schen Prinzip tritt bekanntlich, wenn eine Lichtquelle dem Beobachter sich nähert oder von ihm entfernt, eine Verschiebung der einzelnen Linien ihres Spektrums gegen das Violett, beziehungsweise gegen das Rot ein. Wird also das Spektrum eines Sternes auf photographischem Wege festgelegt, und photographiert man zugleich ein Vergleichsspektrum, welches von einer irdischen Lichtquelle herrührt, so gibt die Verschiebung der dunklen Linien nach Rot oder Violett ein Maß für die Entfernung oder Annäherung des betreffenden Sternes in der Richtung des Visionsradius. Auf diesem Wege ist es Vogel und Scheiner gelungen, bis zum Jahre 1894 von 51 der hellsten Sterne des bei uns sichtbaren klimmels die Eigenbewegung im Visionsradius bis auf Bruchteile einer geo- graphischen Meile genau zu bestimmen.

Da sowohl zu Cambridge und Arequipa als auch in Potsdam die nämliche Gegend des flimmels mehrfach aufgenommen worden ist, so hat die Vergleichung der verschiedenen Platten mehrfach zur Entdeckung von Veränderungen der Spektra und damit zur Auffindung von veränderlichen Sternen und bisher unbekannten engen Doppelsternen von schneller Bewegung geführt. Der seitherige Nachweis dunkler oder wenig leuchtender Massen bei einigen Sternen durch die veränderliche eigene Bewegung der letzteren bezeichnete zwar einen Triumpf der astronomischen Beobachtungskunst, gleichzeitig aber auch die Grenze für die Schärfe der Messungen an ffeliometern und Fadenmikrometern. Erst durch die photographische Aufnahme der Sternspektren ist es möglich geworden, diese Grenze zu überschreiten und das Vorhandensein mehrfacher Körper bei Fixsternen nachzuweisen, die in jedem Fernrohre als unteilbare Punkte erscheinen. Bei der oben angegebenen Untersuchung des Spektrums der 51 hellsten Sterne behufs Feststellung einer etwaigen Eigenbewegung im Visionsradius fand Vogel im Jahre 1890, daß die Linienverschiebung im Spektrum der Spica(a Virginis) eine Unregelmäßigkeit in der Eigenbewegung verriet, indem der Stern sich abwechselnd von der Erde entfernt und sich derselben wieder nähert. Dieser Vorgang wiederholt sich alle 4,0134 Tage und führte zu der Erkenntnis, daß Spica einen für uns unsichtbaren Begleiter hat, also ein Doppelstern ist, und daß dieses System in der genannten Zeit einen Umlauf um seinen gemeinsamen Schwerpunkt vollendet. Da der flauptstern keine Lichtschwankungen zeigt, so muß die Bahn des Begleiters merklich gegen die Gesichtslinie zur Erde geneigt sein, sodaß periodische Verfinsterungen nicht eintreten können. Es gelang sogar, die Masse des Systems zu 2,6 Sonnenmassen zu bestimmen und für den Fall, daß beide Komponenten an Masse als gleich angenommen werden, ihren Abstand vom gemeinsamen Schwerpunkt gleich 679 000 geographi- sche Meilen zu berechnen. Selbst bei einer Parallaxe von 0,2“ würde die scheinbare Entfern- ung beider Sterne im Maximum nur 0,014“ betragen, sodaß also der Begleiter auch an den

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