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größten Instrumenten nicht direkt gesehen werden kann.(Vergleiche Sitzungsbericht der Kgl. Preuß. Akademie vom 24. April 1890 und Astron. Nachr. Nr. 2995.)

Schon vor der Untersuchung des Spektrums der Spica hatte Vogel dasjenige von 8 Persei(Algol) photographisch aufgenommen und untersucht. Die Veränderlichkeit dieses Sternes war schon im Jahre 1667 von Montanari bemerkt worden, und im Jahre 1782 hatte Goodrike die Vermutung ausgesprochen, daß der auf einen Zeitraum von 9 ½¼ Stunden beschränkte Lichtwechsel des Algol ein Analogon partieller Sonnenfinsternisse sein und dem- zufolge durch den Vorübergang eines dunklen oder weniger leuchtenden Körpers vor der Scheibe dieses Sternes hervorgerufen werde möge. Diese Vermutung ist durch die spektro- photographischen Aufnahmen Vogels als zutreffend erwiesen worden. Diese Arbeiten wurden im Winter 1889 /90 begonnen. Es zeigte sich, daß die Linien des Sternspektrums vor dem Minimum gegen Rot verschoben waren, und zwar um einen Betrag, welcher einer Entfernung des Sternes von der Erde um 5,3 geographische Meilen in der Sekunde entsprach, nach dem Minimum dagegen gegen Violett, und zwar entsprechend einer Annäherung zur Erde um 6,2 geographische Meilen in einer Sekunde. Unter der Voraussetzung einer kreisförmigen, nur unmerklich gegen die Gesichtslinie zur Erde geneigten Bahn und gleicher Dichte beider Welt- körper leitete Vogel aus seinen Ausmessungen der spektrophotographischen Aufnahmen folgende Werte ab: Die Geschwindigkeit des Hauptsternes in der Bahn beträgt 42 km in der Sekunde, diejenige des Begleiters in der Bahn dagegen 88 km; die Masse des Hauptsternes ist% der Sonnenmasse, die Masse des Begleiters% der Sonnenmasse, und die Mittelpunkte beider Sterne sind um 5 194000 km von einander entfernt. Auch läßt eine kaum bemerkbare Biegung der Lichtkurve zu Anfang und Ende der Periode auf mächtige Atmosphären beider Körper schließen.(Man vergleiche hierüber: Astron. Nachrichten Nr. 2947 und Publikationen des astrophys. Observ. zu Potsdam, Bd. 8, Seite 1I1.)

Durch derartige Untersuchungen, welche namentlich in Cambridge(Mass.) und in Potsdam unternommen wurden, gelangte man für die Massen mehrerer Fixsterne zu Werten, welche beweisen, daß unter diesen die Sonne als ein keineswegs bedeutender Himmelskörper erscheint, und andererseits ist zweifellos festgestellt worden, daß die Masse und die gegen- wärtige Leuchtkraft der Sterne in keiner unmittelbaren Abhängigkeit von einander stehen.

Desgleichen gewährte die photographische Aufnahme der Kometen manchen Nutzen. Schon lange hatte man erkannt, daß viele Kometen innerhalb kurzer Zeit sehr weitgehenden Gestaltsveränderungen unterworfen sind. Auf Grund dieser Wahrnehmungen wurden Zeich- nungen angefertigt, welche selbstverständlich nur die subjektive Kuffassung des betreffenden Beobachters wiedergeben, deren Reellität daher zweifelhaft erscheinen muß. Diesem Ubelstande Wurde durch die Anwendung der Photographie abgeholfen, und außerdem kommt dabei auch wieder das schon des öfteren erwähnte Moment hinzu, daß bei kleinen, lichtschwachen Kometen solche geringe Lichteindrücke, die sich der direkten Wahrnehmung am Fernrohre entziehen, bei längerer Belichtungsdauer von der Platte aufgenommen werden. Es wird daher im allge- meinen eine Expositionsdauer von 1 Stunde bis zu 1 Stunde und 20 Minuten gewählt. Auf diese Weise zeigte sich zum Beispiel bei dem Kometen 1892 VI, dessen Schweiflänge im Kometensucher nur ½ Grad(gleich dem Durchmesser des Vollmondes) lang erschien, auf der photographischen Platte eine solche von 5 Grad, also 10mal größerer Erstreckung, und dieses bereits bei einer Belichtungsdauer von 20 Minuten. Auch ergab sich aus den Bildern auf den photographischen Platten, daß alle Kometen in Kern, Koma und Schweif eine noch viel