1170 



Fixsternsystem 



um so grer, je weiter sie von der Milch- 

 strae abstehen, in der Nhe ihrer Pole 

 also am grten. Eine starke Anhufung 

 von Nebeln und Sternhaufen findet in den 

 Magelhaensschen Wolken statt. 



Bis vor wenigen Jahrzehnten hat man 

 die Nebel fr auerhalb unseres Fixstern- 

 systems liegende Gebilde gehalten, welche 

 im Begriff seien, sich zu selbstndigen 

 Fixsternsystemen zu entwickeln. Diese j 

 Meinung mute man jedoch aufgeben, als 

 besonders durch die Photographie ein Zu- 

 sammenhang von Fixsternen und Nebeln 

 erwiesen wurde. Helle Sterne, z. B. die 

 Maja und Merope in den Plejaden schlieen 

 sicli an Nebelmassen an. aus denen sie ge- 

 bildet zu sein scheinen, und ber der ganzen 

 Plejadengruppe liegt noch ein, nur bei 

 mehrstndiger Exposition auf der photo- 

 graphischen Platte erscheinender Nebel- 

 schleier, der jedenfalls das Material fr diese 

 Gestirne hergegeben hat; die Nova Andro- 

 medae von 1885, die Nova Aurigae von 1892 

 und die Nova Persei von 1901 haben in 

 Beziehung zu Nebeln gestanden, die Ge- 

 schwindigkeit der Nebel in der Gesichts- 

 linie hat sich bei 14 solcher Gebdde von 

 gleicher Grenordnung ergeben wie bei 

 den Fixsternen die Geschwindigkeit 

 senkrecht zur Gesichtslinie hat wegen der 

 Unsicherheit der Positionsbestimmung dieser 

 diffusen Objekte bisher noch nicht bestimmt 

 werden knnen --der Orion- Nebel entfernt 

 sich mit der gleichen Geschwindigkeit von 

 17 km von uns, welche auch in ihm liegenden 

 Sternen zukommt; es treten ferner, wie 

 Schein er aus photographischen Aufnahmen 

 des Onow-Nebels gefunden hat, Wieder- 

 holungen gewisser Stellungen von Sternen 

 zu Nebelpartien auf, indem z. B. an jedem 

 Ende von zwei halbkreisfrmigen Nebel- 

 streifen sich ein Stern befindet; alles das 

 deutet auf einen Zusammenhang zwischen 

 Sternen und Nebeln hin, mit anderen Worten: 

 der von unserem Fixsternsystem einge- 

 nommene Raum enthlt ber weite Gebiete 

 sich erstreckende Nebelmassen. Einige 

 Astronomen halten allerdings, worauf unter 

 6. zurckzukommen sein wird, an der An- 

 sicht fest, da wenigstens gewisse Sternhaufen 

 und Nebel, z. B. die Spiralnebel, auerhalb 

 des Fixsternsystems liegen. 



6. Der Bau des Universums. Eines der 

 hchsten Ziele der Astronomie ist die Kennt- 

 nis vom Bau des Universums. Nun kennen 

 wir zwar mit befriedigender Genauigkeit 

 die Verteilung der Sterne, Sternhaufen und 

 Nebel an der Himmelskugel, wir kennen 

 ferner das Verhltnis der den einzelnen 

 Gren- und den einzelnen Spektralklassen 

 angehrigen Sterne, wir kennen von 10000 

 Sternen ihre jhrliche Bewegung an der 



Himmelskugel und von 1700 Sternen ihre 

 Geschwindigkeit in der Gesichtslinie, aber 

 nur von 200 Sternen ist bisher die Parallaxe 

 gemessen, die Entfernung also bekannt. 

 Durchschnittswerte der Parallaxe fr die 

 Sterne der verschiedenen Grenklassen hat, 

 wie in 3a angegeben, Kapteyn abgeleitet. 

 Dabei ist aber stillschweigend vorausgesetzt, 

 da den Sternen jeder einzelnen Gren- 

 klasse eine bestimmte Entfernung eigentm- 

 lich ist, von der nur selten grere Abwei- 

 chungen vorkommen, was von vornherein 

 jedoch keineswegs feststeht. 



Wegen der verhltnismig geringen An- 

 zahl der direkt bestimmten Parallaxen ist 

 man in der Tat gentigt, eine Hypothese 

 ber die Beziehung zwischen Sternhelligkeit 

 und Entfernung zu machen, um die Anord- 

 nung der Sterne im Rume abzuleiten, wenn 

 man nicht, wie anfnglich W. Herschel, 

 fr diese selbst gleich eine Hypothese auf- 

 stellen will. Herschel suchte nmlich 

 anfangs unter der Annahme einer gleich- 

 migen rumlichen Verteilung der Sterne 

 die Ausdehnung des Fixsternsystems zu 

 bestimmen. Er zhlte zu diesem Zweck 

 die Sterne, welche er im Gesichtsfeld seines 

 groen Fernrohres erblickte, das er, um gleich- 

 sam Stichproben zu machen, nach mehreren 

 Tausend Stellen des Himmels richtete. 

 Sah er nach der einen Richtung achtmal 

 so viel Sterne als nach der anderen, so schlo 

 er, da sich nach jener Richtung das Stern- 

 system doppelt so weit ausdehne als nach 

 der letzteren, denn bei gleich dichter Ver- 

 teilung mu die Anzahl der Sterne, welche 

 sich in dem vom Fernrohr berblickten 

 kegelfrmigen Raum bis zu einer gewissen 

 Entfernung befinden, dem Rauminhalt des 

 bis zu dieser Entfernung reichenden Kegels 

 proportional sein. Die verschiedene Helligkeit 

 der Sterne blieb bei der Annahme der gleich- 

 migen rumlichen Verteilung ganz un- 

 bercksichtigt. Ferner war es ein Mangel, 

 der dieser Annahme anhaftete, da nach 

 ihr die Sterne in der Mitte nicht dichter 

 standen als an den Grenzen, wo die Besetzung 

 des Raumes mit Sternen auf einmal aufhrte, 

 whrend doch die Sternhaufen, die Herschel 

 fr selbstndige, auerhalb des unserigen 

 liegende und ihm gleichwertige Fixstern- 

 i Systeme hielt, nach der Mitte eine Ver- 

 dichtung zeigten. Daher lie Herschel 

 seine erste Hypothese fallen und nahm die 

 , Helligkeit der Sterne zum Mastab fr ihre 

 Entfernung, indem er die Annahme gleicher 

 absoluter Leuchtkraft smtlicher Sterne 

 machte, eine Annahme, die abgesehen von 

 ihrer sonstigen Unwahrscheinlichkeit durch 

 I das verschiedene spektroskopische Verhalten 

 der Sterne widerlegt wird. 



Auch W. Struve ging bei seinen Unter- 



