Nr. 14. 1901. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XVI. Jahrg. 173 



nannte, hervorragende Astrophysiker, hat seit Mitte 

 1S9G zweitausend Spectralaufnahmen am 36 zölligen 

 Refractor gewonnen , darunter etwa fünfzehnhundert 

 von 325 Sternen zwischen dem Nordpol und 30° süd- 

 licher Declination. Besonders häufig wurden die 

 spectroskopischen Doppelsterne aufgenommen , um 

 ein genügendes Material zur Bestimmung ihrer 

 Bahnen zu erlangen. Abgesehen von diesen Sternen 

 sowie einigen anderen , deren Spectra keine zu 

 scharfen Messungen taugliche Linien enthalten , ver- 

 bleiben noch 280 Sterne , deren Bewegungen längs 

 der Sehrichtung bis auf etwa 1 km genau ermittelt 

 sind. Herr Campbell hat unter Beihülfe des Herrn 

 W. H. Wright dieses Material nunmehr zu einer 

 neuen Berechnung der Richtung und Geschwindigkeit 

 der Sonnenbewegung verwendet. Bei dieser Rechnung 

 kommen die Entfernungen der Sterne nicht in Be- 

 tracht, wogegen die analoge Aufgabe, die Bahn der 

 Sonne durch den Raum aus den scheinbaren Eigen- 

 bewegungen der Sterne an der Himmelsfläche abzu- 

 leiten, die Aufstellung mehr oder weniger wahrschein- 

 licher Hypothesen über die Sternabstände erforderlich 

 macht. 



Durch Combination der radialen Bewegungen be- 

 nachbarter Sterne hat Verf. 80 Gruppen gebildet und 

 für diese die Gleichungen zwischen den Positionen 

 und Geschwindigkeiten der Sterne und dem Ziel- 

 punkte und der Geschwindigkeit der Sonne (V) auf- 

 gestellt. Für diesen Punkt ergaben sich die Coor- 



dinaten: 



Kectascension = 277° 30' ± 4,8° 

 Declination = -f- 19 58 ± 5,9 



Und Y wurde gleich — 19,9 km mit einer Un- 

 sicherheit von 1,5 km gefunden. Indem nun aus 

 diesen Werthen die relative Bewegung der Sonne 

 gegen jeden einzelnen der 280 Sterne berechnet 

 wurde , blieb als Rest jeweils die Sonderbewegung 

 übrig. Diese ist in 151 Fällen positiv, und zwar 

 durchschnittlich -\- 17,01 km, in 129 Fällen negativ, 

 durchschnittlich — 17,10 km. Das Mittel aus sämmt- 

 lichen 280 Werthen ist eine mittlere Sonderbewegung 

 der Sterne längs der Gesichtslinie im Betrage von 

 17,05 km. Die linearen Bewegungen senkrecht hier- 

 zu, also die in die Himmelsfläche fallenden Compo- 



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 nenten, würden — mal gröfser sein und daher im 



Durchschnitt 26,8 km betragen. Die gesammte Stern- 

 bewegung wäre im Mittel 31,7 km, also bedeutend 

 gröfser als die Geschwindigkeit , mit der die Sonne 

 ihren Weg zwischen den Sternen zurücklegt. 



Der Spectralcharakter scheint sich bei den Stern- 

 bewegungen längs der Gesichtslinie nicht auszu- 

 sprechen. Bei 144 „weifsen" Sternen, die dem 

 ersten Typus oder dem Uebergang vom ersten zum 

 zweiten angehören, findet man eine Durchschnitts- 

 geschwindigkeit von 16,1 km, bei den 136 „röth- 

 lichen" Sternen dagegen die nicht wesentlich ver- 

 schiedene von 18,0 km. Anders verhalten sich je- 

 doch diese Bewegungen bezüglich der Helligkeits- 

 gröfsen der Sterne, wie folgende Tabelle zeigt: 



Anzahl Gröfson Geschwind. 



47 Sterne 1. bis 3,0. 13,05 km 



112 „ 3,1. „ 4,0. 16,15 „ 



121 „ unter 4,0. 19,44 „ 



Also die schwächeren Sterne laufen entschieden 

 rascher als die helleren. „Diese offenbare Thatsache, 

 die unabhängig von jeder Annahme über die rela- 

 tiven Entfernungen der Sterne abgeleitet worden ist, 

 rnufs einen wesentlichen Einflufs auf die Frage über 

 den Bau des Sternensystems ausüben. Bewegen sich 

 die schwächeren Sterne schneller, als bisher ange- 

 nommen wurde, dann müssen sie verhältnifsmäfsig 

 weiter von uns entfernt sein , als ihre (scheinbaren) 

 Eigenbewegungen vermuthen lassen. Die fort- 

 schreitende Geschwindigkeitsgröfse in obiger Tabelle 

 rührt keineswegs von einer wachsenden Unsicherheit 

 der Messungen bei abnehmender Helligkeit her. Der 

 wahrscheinliche Fehler einer einzelnen Bestimmung 

 der radialen Geschwindigkeit bleibt unter einem 

 halben Kilometer bei so scharflinigen Sternspectren 

 wie den vom Polarstern oder Procyon ; er ist aber 

 auch bei Sternen fünfter Grofse mit ebenso ausge- 

 zeichneten Spectren nicht viel gröfser." Die letztere 

 Bemerkung bezieht sich wohl auf die Thatsache, daf» 

 die ersten Versuche, Sternbewegungen längs der Ge- 

 sichtslinie zu bestimmen, auf viel zu grofse Geschwindig- 

 keiten geführt hatten. Man hat aber zu beachten, 

 dafs die jetzige photographische Methode der Er- 

 mittelung der Linienverschiebungen wesentlich 

 exacter ist als die anfängliche directe Beobachtung. 



Die sich in Herrn Campbells Untersuchung 

 herausstellende Zunahme der radialen Sternbewegun- 

 gen mit der Abnahme der Grofse läfst mancherlei 

 Deutungen zu. Es ist nicht anfser Acht zu lassen, 

 dafs die bis jetzt spectrographisch aufgenommenen 

 Sterne eigentlich nur die allerhellsten am Himmel 

 sind, dafs deren Entfernungen von uns sicherlich 

 ganz regellos sind. Sollten aber thatsächlich nähere 

 Sterne relativ zur Sonne eine geringere Bewegung 

 besitzen als fernere, so erklärt sich dieses Ergebnils 

 am einfachsten von der Annahme aus, dafs diese Be- 

 wegungen und die der Sonne unter dem Einflüsse 

 äutserer Kräfte stehen, die hier ähnlich , auf die ent- 

 fernteren Sterne aber erheblich anders einwirken. 

 Derartige systematische Unterschiede der Bewegungen 

 in verschiedenen Raumgegenden sind vorauszusehen; 

 zu ihrer näheren Erforschung werden aber Be- 

 stimmungen der Bewegungen südlicher Sterne dringend 

 erfordert. Es ist ein gutes Omen für die Directions- 

 thätigkeit des Herrn Campbell, dafs gerade bei 

 deren Beginn die Licksternwarte von einem Maecenas 

 der Wissenschaft, Herrn D. 0. Mills in New York, 

 wieder eine grofse Spende (etwa 100000 M.) erhielt, 

 die zu spectrographisch en Aufnahmen am südlichen 

 Sternhimmel dienen sollen. 



Herr Campbell weist zum Schlüsse seiner Mit- 

 theilung noch auf die „Nebenproducte" der Arbeiten 

 am grofsen, ebenfalls von Mills gestifteten Spectro- 

 graphen hin. Ganz unerwartet ist die hierbei fest- 

 gestellte Häufigkeit äufserst enger, durch kein Fern- 

 rohr trennbarer Doppelsterne. Einstweilen sind unter 



