340 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 27. 



einen Kreis um die Himmelskugel darstellte. Nach ver- 

 schiedenen Versuchen, eine Gesetzmässigkeit nachzu- 

 weisen, glaubt Herr Ristenpart den Schluss ziehen 

 zu dürfen, dass die Milchstrasse sich aus zwei 

 Ebenen zusammensetze, die sich uns am Himmel als 

 zwei Zonen zeigen, die gegen einander geneigt sind. 

 An zwei Stellen des Himmels durchschneiden sich 

 diese Zonen und dort deckt sich das Dichtemaximum 

 der einen mit dem der anderen Zone, an den zwischen- 

 liegenden Stellen finden sich zwei Dichtemaxima 

 nahe bei einander, aber doch merklich getrennt. 



Die mit Sternen am dichtesten besetzte Gegend 

 liegt aber in der Richtung auf y Cygni zu. Man 

 kann daher wohl mit einiger Wahrscheinlichkeit ver- 

 nmthen, dass die Linie von unserer Sonne gegen 

 jenen Stern hin durch den Schwerpunkt der Milch- 

 strasse gehen wird, denn jede andere Linie, bis zur 

 Grenze der Milchstrasse, würde auf weniger Sterne 

 treffen müssen. Um aber diese Frage ganz auf- 

 zuklären , ist es noch nöthig , dass auch die Ver- 

 theilung der Sterne um den Südpol bekannt wird. 

 Die auf der Capsternwarte in Ausführung befindliche 

 „photographische Durchmusterung" des Südhimmels 

 wird wohl bald das erforderliche Material liefern. 

 Herr Ristenpart hat obige ausführlichen Unter- 

 suchungen über die Constitution des Fixsternsystems 

 unternommen (S. 227 bis 265), um für die hypothetische 

 Rotation desselben die Coordinaten des Centrums zu 

 Grunde legen zu können; diese sind also (bei y Cygni) 



A.B. = 305° Decl. = + 40° Entf. = 8,0, 

 d. h. der Schwerpunkt liegt in der mittleren Ent- 

 fernung der Sterne 0. Grösse (vergl. obige Tabelle). 



Im Verlaufe der ferneren Rechnung zeigt sich nun 

 freilich, dass die gemeinsame Rotation längs der 

 Milchstrasse nahe Null ist, ein Resultat, das mit dem 

 von Porter, Stumpe etc. übereinstimmt. Die Be- 

 wegung der Sonne wird daher ohne Rücksicht auf 

 diese Drehung mindestens ebenso sicher zu bestimmen 

 sein , wie mit ihrer Berücksichtigung. Wie schon 

 oben bemerkt, hat Herr Ristenpart die Sterne nach 

 der Grösse ihrer Eigenbeweguugen in vier Klassen 

 vertlieilt und zwar hat er in die vierte Klasse die- 

 jenigen Sterne aufgenommen, bei welchen die Be- 

 wegung sehr klein ist. 



Klasse Anzahl E.-B. mittl. E.-B. Grösse 



I. 85 > 0,251" 0,374" 7,98 



II. 221 0,158" bis 0,251" 0,197 8,13 



III. 145 <0,158" 0,128 8,08 



IV. 4565 nahe 8,56 



Die IV. Klasse giebt nun zunächst die Präcessions- 

 constante = 50,364"; diese Klasse kann aber auch 

 mitbenutzt werden zur Bestimmung der Sonnen- 

 bewegung, da als Hauptbedingung hierfür gelten kann, 

 „ dass die Sterne zahlreich genug und die systematischen 

 Fehler beseitigt sind". Aus Klasse I kann man 

 kein zuverlässiges Resultat erwarten, weil die Zahl 

 der Sterne gering ist und daher deren Sonder- 

 bewegungen einen grossen Einfluss haben; Klasse III 

 steht wegen ihrer geringeren Zahl auch sehr hinter 

 Klasse II zurück. Letztere nun giebt in drei ver-; 



schiedenen Berechnungsarten für die Richtung und Ge- 

 schwindigkeit - der Sonnenbewegung die Werthe: 



A.B. 



a) 286,3 



b) 280,3 



c) 281,6 



Decl. 

 + 29,8 

 + 33,9 

 + 36,9 



? 



0,122" 



0,109 

 0,101 



Mittel 282,7 +33,5 0,111 



Bei der IV. Klasse erhält man die Mittelwerthe 

 A.B. = 284°, Decl. = + 32° und '- = 0,024". 



Für diese sternreiche Klasse ist es erlaubt, die 

 Helligkeit als Maass der Distanz anzusehen, welche 

 ungefähr = 24 ist, wenn die mittlere Entfernung der 

 Sterne erster Grösse == 1 angenommen wird. Man 

 kann ferner für diese Klasse die Hypothese über den 

 Schwerpunkt einführen und erhält dann als Zielpunkt 

 unserer Sonne 



A.B. — 274,2°, Decl. = + 19,5° 

 als nicht zu viel verschieden von dem vorher er- 

 wähnten Orte. 



Die mittlere Parallaxe der Sterne erster Grösse er- 

 reicht wohl kaum 0,1"; für die Sterne der Klasse IV, 

 deren Grösse 8,56 ist, und die 24 mal weiter entfernt 

 sein dürften als die Sterne erster Grösse , wäre die 

 Parallaxe somit 0,004". Nun soll eben von diesen 

 Sternen aus die jährliche Bewegung unserer Sonne 



- unter dem Winkel 0,024" (der kleinste von Herrn 

 <? 



Ristenpart gefundene Werth beträgt 0,019 ) er- 

 scheinen, wäre also 6 (bezw. 5) mal so gross, als dort 

 der Erdbahnradius gesehen wird. Die Sonne würde 

 daher jährlich 120 Mill. Meilen (bezw. 100) oder in 

 der Secunde 4 (oder 3) Meilen zurücklegen. Aus 

 den spectrographischen Aufnahmen auf der Potsdamer 

 Sternwarte leitete Herr Kempf mehrere Werthe für 

 die Sonnengeschwindigkeit ab, deren grösster 2,4 

 Meilen beträgt, also wenigstens von der Grössen- 

 ordnung ist, wie die vorerwähnte Zahl (vergl. Rdsch. 

 VIII, 104). 



Dass die ersten Ristenpart ' sehen Klassen 



grössere Werthe für - geben, nämlich I: 0,278", 



II: 0,111" und III: 0,062", beweist, dass die rasch be- 

 wegten Sterne uns näher siud als die langsam be- 

 wegten. Diese Bewegungen müssten ungefähr doppelt 

 so gross sein, wenn die Sterne statt 8,5. Grösse etwa 

 7. Grösse wären, wie die Sterne, welche Porter und 

 Stumpe bei ihren analogen Arbeiten verwendet 

 haben. Zur Vergleichung setzen wir die drei Resul- 

 tate hierher, nachdem wir die Bewegungen bei 

 Ristenpart mit 2 multiplicirt haben: 



Hier ist nun zu beachten, dass die Grösse - die 



ganze Bewegung der Sonne ausdrückt, wenn man 

 sie senkrecht zur Gesichtslinie sehen würde. Die 



