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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. X. Nr. 52 



zeigenden Linic Hy die Periode zu 126,6 Tagen 

 fest. Es zeigte sich weiter, daB die Anderungen 

 im Aussehen der Hy-Linie im engsten Zusammen- 

 hange stehen mit der Phase der Umlaufsbewegung. 

 Wenn sich das Gestirn mit 7 km Geschwindig- 

 keit von der Sonne en'tfernt, ist H;' am scharfsten, 

 zur Zeit der grofiten Entfernungsgeschwindigkeit 

 (51 km, nach 24 Tagen) tritt dann plotzlich eine 

 Deckung der Absorptionslinie ein. Nach weitercn 

 21 Tagen ist die Linic wieder scharf, dann aber 

 nach 52 Tagen wieder kaum sichtbar, um endlich 

 nach nochmals 30 Tagen, d. h. nach Ablauf einer 

 Periode, wieder die anfangliche Scharfe zu zeigen. 



Ferner ergab sich noch, dafi die Verschiebun- 

 gen der Linie Hy wahrend der verschiedenen Um- 

 laufe nicht immer in derselben Weise vor sich 

 gehen, so daB entweder dieselben nicht ausschlieB- 

 lich durch Radialbewegung zu erklaren sind, oder 

 die Bewegung betrachtlichen Storungen unter- 

 worfen sein muB, die sich nicht in jeder Periode 

 in der gleichen Weise wiederholen. 



Aufier den Verschiebungen von H;' hat Luden- 

 dorff auch noch diejenigen anderer, sehr schwacher 

 Absorptionslinien gemessen. Diese lassen sich 

 erklaren unter der Annahme, dafi diese Linien 

 von zwei Lichtquellen herriihren, die sich in 

 Kreisbahnen mit 126,6 Tagen Periode um den 

 gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, der sich der 

 Sonne mit 3 bis 4 km Geschwindigkeit nahert. 

 Der eigentiimliche Verlauf der durch Hy ange- 

 deuteten Geschwindigkeit ist zum Teil jedenfalls 

 darauf zuruckzufiihren , dafi sich die den beiden 

 Komponenten zugehorigen Hy- Linien iiberlagern, 

 aber vermutlich haben auch andere als Bewegungs- 

 ursachen einen Einflufi auf das Aussehen der 

 Linie Hj'. 



Uber die Eigenbewegungen der Fix- 

 sterne hat S. Oppenheim in Nr. 4497 der 

 astronom. Nachrichten eine Studie verofientlicht, 

 in der er sowohl Kapteyn's Lehre von den zwei 

 einander entgegengesetzt gerichteten Sternstromen, 

 als auch Schwarzschild's Hypothese der ellipsoidi- 

 schen Verteilung der Fixsterngeschwindigkeiten 

 bekampft, da diese Annahmen weder notig noch 

 gerechtfertigt seien. Nach Oppenheim haben die 

 Eigenbewegungen der Fixsterne den gleichen 

 Charakter wie die geozentrischeri Bewegungen 

 des Schwarmes der kleinen Planeten. Er fafit 

 deshalb die Fixsternwelt als ein System auf, dessen 

 Bewegungen einzig durch die zwischen seinen 

 einzelnen Korpern wirkenden und vielleicht dem 

 Newton'schen Gravitationsgesetz gehorchenden 

 Anziehungskrafte geregelt werden. Allerdings 

 bleibt nach O. die Frage noch offen, ob die Fix- 

 sterne sich in dem Sinne, wie Madler es sich vor- 

 stellte, in geschlossenen Bahnen um einen Zentral- 

 korper bewegen. 



Noch eine neue Bestimmung des Son n en- 

 apex, und zwar auf Grund starker Eigenbe- 

 wegungen von 620 Sternen, wurde von VVilkens 

 in den astronomischen Nachrichten (Nr. 4499) 

 publiziert. Nach ihr ergibt sich fiir den Apex 



folgender mit den von uns Bd. IX S. 90 zusam- 

 mengestellten Werten gut stimmender Ort: 

 a == 286", () = + 37". 



Die Geschwindigkeit der Sonnen- 

 bewegung ist von Campbell nochmals aus 

 den Radialbewegungen von 225 Sternen des Orion- 

 typus zu 19 km bestimmt worden (Bulletin 195 

 der Licksternwarte), wahrend derselbe friiher (siehe 

 diese Ztschr. Bd. X, S. 381) aus alien bestimmten 

 Radialgeschwindigkeiten 17,8 km gefunden hatte. 

 Fur die Orionsterne selbst ergibt sich die niedrige 

 Durchschnittsgeschwindigkeit von 6 bis 7 km und 

 sehr grofie Entfernungen von 242 bis 543 Licht- 

 jahren. Sowohl fiir die Sterne vom Oriontypus, 

 als auch fiir die vom Siriustypus zeigt sich iibri- 

 gens eine bemerkenswerte Abnahme der durch- 

 schnittlichen Radialgeschwindigkeit mit zuneh- 

 mender galaktischer Breite: Je weiter von der 

 Milchstrafie entfernt ein solcher Stern an der 

 Himmelskugel zu finden ist, um so geringer ist 

 nach Abzug der Sonnenbewegung die Eigenge- 

 schwindigkeit. 



Das Spektrum des Ringnebels in der 

 Leyer ist auf der Licksternwarte von Burns 

 mit einem spaltlosen Spektroskop am CroBley- 

 Reflektor photographiert worden. Die hellste 

 Linie des Nebels liegt bei A =3730 A.E. , auch 

 die Hauptnebellinie bei ca. 5000 ist intensiv, da- 

 gegen die Wasserstofflinien , sowie die Helium- 

 linie D 3 wesentlich schwacher. Der Zentralstern 

 des Nebels, der visuell die Helligkeit 14,1 hat, ist 

 photographisch wesentlich heller, namlich 13,2 mg. 

 Sein Spektrum ist dementsprechend besonders 

 intensiv im ultravioletten Teil, ja er tibertrifft in 

 dieser Beziehung selbst die blauesten der bisher 

 photographierten Sterne vom Oriontypus. Die 

 physische Zugehorigkeit dieses Zentralsterns zum 

 Nebel ist nicht zu bezweifeln, zumal die Zentral- 

 sterne bzw. Verdichtungen in anderen Nebel ge- 

 nau die gleichen Spektraleigenschaften aufweisen. 



Anzeichen von dem Vorhandensein u n - 

 sichtbarer Gasmassen in gewissen Teilen 

 des Weltraumes werden von Slipher in dem 

 eigenartigen Verhalten der K-Linie des Calciums 

 bei einer Reihe von Sternspektren erblickt. Diese 

 Linie ist z. B. bei /i Scorpii, der sonst nur breite, ver- 

 wachsene Linien zeigt, durchaus scharf, und eben- 

 so zeigt sich die scharfe K - Linie bei 6 und v 

 Scorpii, sowie bei C Ophiuchi. Auch der spektro- 

 skopische Doppelstern a Scorpii weist diese Linie 

 auf, jedoch nimmt sie hier nicht an den periodi- 

 schen Verschiebungen Teil, welche die iibrigen 

 Linien dem Doppler'schen Prinzip gemafi zeigen. 

 Slipher glaubt deshalb, dafi der diese Linie er- 

 zeugende Calciumdampf nicht den Atmospharen 

 jener Sterne angehort, sondern vielleicht durch 

 eine ausgedehnte, nicht leuchtende kosmische 

 Wolke erzeugt wird, die zwischen jenen Fix- 

 sternen und dem Sonnensystem liegt. Andere 

 Gruppen von Sternen, bei denen die K-Linie 

 scharf ist und, soweit es spektroskopische 



