Fixsternsystem 



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der Nebel scheint, wie namentlich viele pho- 

 tographische Nebelaufnahmen erkennen 

 lassen, sehr verbreitet zu sein. Auch viele 

 spindelfrmig erscheinende Nebel drften 

 Spiralnebel sein, deren eigentliche Form nur 

 nicht hervortritt, weil wir sie von der 

 Seite sehen. 



Eine Eigenbewegung (senkrecht zur Ge- 

 sichtslinie) der Nebel hat wegen der Un- 

 sicherheit der Positionsbestimmung dieser 

 verschwommenen Gebilde bisher nicht nach- 

 gewiesen werden knnen, wohl aber sind von 

 14 solcher Objekte die Geschwindigkeiten 

 in der Gesichtslinie gemessen worden. Auf 

 die Sonne bezogen liegen sie zwischen 

 66 und rf-48 km in der Sekunde, sind also 

 von gleicher Grenordnung wie die Ge- 

 schwindigkeiten der Fixsterne gegen die 

 Sonne. Gegen das Fixsternsvstem fand 

 Keeler (1857 bis 1900, Direktor des Lick 

 Observatory auf Mt. Hamilton, Cal.) als 

 durchschnittliche Geschwindigkeit im Visions- 

 radius von 12 planetarischen Nebeln 25 km, 

 fr den unregelmig geformten Onow-Nebel, 

 der sich mit 17,4 km Geschwindigkeit 

 vom Sonnensystem wegbewegt, den Wert 

 Null, wenn als Zielpunkt der Sonnenbewegung 

 der Punkt RA. = 270, Dekl. = + 30, und 

 die Geschwindigkeit der Sonne zu 19,5 km 

 angenommen wurde. Der allerdings nur 

 aus 1 2 Einzelwerten abgeleitete Durchschnitts- 

 wert von 25 km fr die Geschwindigkeit 

 der planetarischen Nebel gegen das Fixstern- 

 system erscheint auffllig gro, wenn man 

 der in 4 a erwhnten Ansicht mancher 

 Astrophysiker beipflichtet, da die Sterne 

 im Laufe ihrer Entwickelung eine immer 

 grere Geschwindigkeit annehmen, so da 

 die Heliumsterne 6 und die rtlichen Sterne 

 16 bis 17 km relativ zum Fixsternsystem 

 zurcklegen: denn die planetarischen Nebel 

 drften eine frhere Stufe der Entwickelung 

 als die Heliumsterne darstellen. Es ist aber 

 wohl berhaupt noch recht fraglich, ob die , 

 Entwickelung der Sterne immer in der j 

 Richtung von den Heliumsternen zu den 

 roten Sternen fortschreitet. Denn die Helium- 

 sterne mssen doch auch erst auf irgendeine 

 Weise entstanden sein, und wenn wir nach 

 einer Mglichkeit dafr suchen, so bleibt uns ' 

 nur die Antwort, da sie frher klter waren 

 und erst durch Attraktion der sie etwa 

 umgebenden Nebelmassen oder durch Kon- 

 traktion ihres Volumens so hei geworden 

 sind. 



Da ein so weit ausgedehnter, unregel- 

 mig gestalteter Nebel wie der groe 

 On'on- Nebel sich in relativer Ruhe zum 

 Fixsternsystem befindet, mchte von vorn- 

 herein recht wahrscheinlich erscheinen. 



Die einzelnen Partien des Orion- Nebels 

 haben brigens verschiedene Radialge- ! 



Handwrterbuch der Naturwissenschaften. Band III 



schwindigkeiten gezeigt, so da im Lauf 

 langer Zeitrume das Aussehen des Nebels 

 jedenfalls ein anderes werden wird, whrend 

 bisher trotz der instabilen Form, die er 

 zeigt, noch keine Vernderung nachgewiesen 

 worden ist, so sehr auch die Zeichnungen 

 verschiedener Beobachter und selbst die 

 Photographien infolge der verschiedenen 

 Expositionszeiten und der verschieden emp- 

 findlichen Platten voneinander abweichen. 



In zwei Fllen jedoch, bei dem 1852 

 von Hin d (1823 bis 1895, Astronom an einer 

 englischen Privatsternwarte, spter Super- 

 intendent des Nautical Almanac) ent- 

 deckten Nebel im Stier (R.A. = = 4^ 16,1m;- 

 Dekl. - + 1917' fr 1900), Nr. 1555 des 

 Drey er sehen Nebelkataloges, und bei dem 

 unmittelbar daneben stehenden, Nr. 1554 

 desselben Kataloges, sind zweifellos Aende- 

 rungen in der Sichtbarkeit festgestellt worden. 

 Beide Nebel sind immer lichtschwcher ge- 

 worden, der erstere vielleicht mit einigen 

 Helligkeitsschwankungen; 1900 konnte er 

 am groen Refraktor der Licksternwarte als 

 uerst schwaches Objekt gesehen werden, 

 der zweite Nebel ist ganz verschwunden. 



Aus der Tatsache, da die Nebel uns 

 Licht zusenden, drfen wir noch nicht 

 auf eine hohe Temperatur derselben schlieen; 

 diese wird nicht viel ber der Temperatur 

 des Weltraumes liegen. Wie bei unseren 

 Laboratoriumsversuchen stark verdnnte 

 Gase leichter zum Leuchten zu bringen sind 

 als Gase unter vollem Luftdruck, so wird dies 

 noch viel mehr der Fall sein mit den eine 

 uerst geringe Dichte besitzenden Nebel- 

 gasen im Weltenraum. Wodurch das Leuchten 

 der Nebel hervorgebracht wird, ist freilich 

 eine offene Frage. Jedenfalls senden sie 

 uns eigenes Licht zu. Nach v. Seeliger 

 drfte es auch Wolken kosmischen Staubes 

 geben, welche uns reflektiertes Licht zu- 

 schicken oder uns auch bisweilen des Lichtes 

 dahinterstehender Sterne berauben. Auf 

 solche dunkle, vorgelagerte Massen fhrt 

 v. Seeliger die sogenannten Sternhhlen 

 zurck, sternleere oder sternarme Stellen in 

 nchster Nhe von besonders sternreichen 

 Partien und helleuchtenden Sternen, wie 

 in Figur 3 die Umgebung von &Ophiuchi 

 sie uns zeigt. M. Wolf, Direktor der Stern- 

 warte zu Heidelberg, ist dagegen der Mei- 

 nuno-, da die frher in den Sternhhlen 

 befindliche Masse von den benachbarten 

 zufllig dichteren Partien angezogen worden 

 sei oder auch die Masse eines jenen Weg 

 entlang gelaufenen Sternes vermehrt habe. 



Whrend die groen unregelmigen 

 Nebel, so die im Orion, Schtzen und Schwan, 

 und die meisten planetarischen Nebel in 

 der Nhe der Milchstrae vorkommen, ist 

 im allgemeinen die Hufigkeit der Nebel 



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