XXIII. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1908. Nr. 1. 



eines Liniennetzes abgezählt, das auf eine auf die 

 Nebelplatte gelegte Glasplatte kopiert war. Es stellte 

 sich dabei die N- und NW-Gegend der Platte als 

 sternärmer heraus als die Gegend im SE, S und SW 

 des Nebels, doch ist der Unterschied gering, und 

 namentlich erscheinen die Sterne im Nebel selbst 

 nicht dichter zu stehen als außerhalb. „Die Stern- 

 verteilung ist also auf dem abgezählten Felde (von 

 20 Quadratgraden) eine rein zufällige und läßt 

 keine systematische Anordnung erkennen." Um aber 

 die Stern Verteilung im Nebel selbst zu studieren, be- 

 nutzte Herr Götz eine 4 fache Vergrößerung des Ne- 

 gativs auf Bromsilberpapier, auf der noch die schwäch- 

 sten Sterne sehr gut zu erkennen waren, und zählte 

 dann die Sterne in einer vier Quadratgrad großen 

 Fläche in 4,4 Quadratminuten großen Quadraten ab. 

 Diese detailliertere Zählung ergab nun viele auffällige 

 Beziehungen zwischen den Sternen und der Nebelanord- 

 nung. Wie bekannt, ist der Nebel eine riesige Spirale 

 deren Ebene sehr schief gegen die Sehrichtung liegt, 

 mit der sie einen Winkel von nur etwa 15° bildet. 

 Der Kern erscheint kugelig mit einem sternähnlichen 

 Zentrum 5,7. Größe. Hiervon lösen sich einzelne 

 Nebelarme ab, namentlich drei Hauptarme im NE, 

 von denen die zwei deutlichsten eine Strecke weit 

 neben einander, durch einen schmalen Kanal getrennt, 

 herziehen und sich dann noch vor ihrer Umbiegung 

 gegen SW in einzelne Wolken auflösen. Als Wolken- 

 kette beginnt ein dritter Arm seinen Lauf. Die 

 Richtung der Wolkenketten nach der Umbiegung ist 

 durch einen nebelfreien Kanal am besten angezeigt, 

 der eine vierte Windung, vielleicht die Fortsetzung 

 der drei vorigen Arme abgrenzt, diese zum Teil 

 für den Beobachter verdeckend. Auch dieser Strom 

 zerfällt weiterhin in einzelne Nebelballen. Seine 

 konvexe Außengrenze ist wie die der zwei ersten 

 Ströme eine zusammenhängende, verhältnismäßig 

 Bcharf begrenzte Linie, während die Innenseite in 

 regellos gelagerte Nebelwolken und Wölkchen auf- 

 gelöst ist. Die noch weiter vom Kern entfernten 

 Windungen zeigen eher das umgekehrte Aussehen, 

 innen schärfer begrenzt als außen. Sie stellen sich 

 indessen fast nur noch als Reihen von Nebelballen 

 und Nebelfetzen dar, die aber sehr deutlich in der 

 Spirale angeordnet sind. Dieses Spiralsystem wird 

 merkwürdigerweise von einem zweiten System durch- 

 kreuzt, das Bich in parallelen, mit der längeren Achse 

 der scheinbaren (perspektivischen) Nebelellipse gleich- 

 gerichteten nebelarmen Kanälen offenbart. Ebenso 

 sonderbar ist die Ablenkung der Achse dreier äußerer 

 Windungen von der Richtung der Hauptachse des 

 Nebels; die Verbiegung beträgt etwa 5°. Man kann 

 nur annehmen , daß die regelmäßige Entwickelung 

 der Spiralform dieses großen Weltwirbels wiederholt 

 und in verschiedener Weise gestört war. Eine Stö- 

 rung, wie die durch die Parallelkanäle angezeigte, 

 müßte auf unendlich große Kraftwirkungen zurück- 

 geführt werden, wenn der Nebel eine viele Hunderte 

 oder Tausende von Siriusweiten entfernte Milchstraße 

 wäre. 



Die zweite von Herrn Götz vorgenommene Stern- 

 zählung hat nun mehrere interessante Resultate ge- 

 liefert. Zunächst zeigen sich an den Umbiegungen 

 der Windungen Felder großer Sterndichte. Auch 

 die Nebelwolken sind fast alle Anhäufungszentra von 

 Sternen. Die Gebiete größerer Sterndichte folgen 

 stellenweise den Nebelzügen bis ins Detail hinein. 

 Eine gewisse, mit allerfeinster und lichtschwächster 

 Nebelmaterie angefüllte Gegend ist auch relativ 

 sternarm. Absolut sternleere Stellen sind innerhalb 

 des Nebels im Vergleich zu dessen Umgebung sehr 

 zurücktretend. Die nordöstlichen Außenwindungen 

 sind verhältnismäßig schwach , sind aber um ein 

 Viertel reicher an Sternen, die sich den Windungen 

 gut anschließen, als der Südwesten des Nebels, wo 

 die großen Wolken der zerrissenen und zum Teil 

 aus der normalen Richtung abgelenkten Strömungen 

 liegen. „Die verschiedenen Teile des Nebels scheinen 

 sich demnach in verschiedenen Stadien der Ent- 

 wickelung zu befinden. Im Nordosten, wo sich die 

 Entwickelung, der Gestalt der Nebelzüge nach zu 

 schließen, ungestört vollziehen konnte, ist der Prozeß 

 der Sternbildung aus der Nebelmaterie schon ziem- 

 lich fortgeschritten. Im Südwesten des Kerns da- 

 gegen haben offenbare Störungen irgend welcher Art 

 diese Entwickelung verzögert." Nach ihren Größen 

 verteilen sich die Sterne so , daß von einer Größen- 

 klasse zur nächst schwächeren die Gesamtzahl aller 

 Sterne sich nahezu verdoppelt. Die Sterne 15,0. und 

 schwächer sind bei der Zählung nicht mehr voll- 

 ständig berücksichtigt. Dagegen stellt bis etwa 

 14,5. Gr. der Faktor 1,94 die Sternzunahme gut dar. 

 Nach Seeliger sollte der Faktor für diese Himmels- 

 region 2,84 sein. Somit fehlen innerhalb des Andro- 

 medanebels die schwächeren Sterne in auffälliger 

 Weise, und man könnte vermuten, „daß eine Bildung 

 von größeren Sternen nicht nur aus Nebel-, d. h. gas- 

 förmiger Materie , sondern auch auf Kosten kleinerer 

 Sterne stattfinden kann". 



Mehrfach wurden hieroben Bedenken gegen eine 

 unfaßbar große Entfernung geäußert. Eine direkte 

 Bestimmung der Distanz des Andromedanebels ist 

 bis in die neueste Zeit nicht gemacht worden, ab- 

 gesehen von Versuchen, die Parallaxe der Nova von 

 1885 zu bestimmen, die aber unvollendet blieben, 

 weil der Stern zu rasch verblaßte. Daß er wirklich 

 ein Teil des Nebels war und nicht bloß scheinbar 

 vor diesem stand , wurde seinerzeit von Herrn 

 Auwers aus Wahrscheinlichkeitsgründen dargelegt. 

 Dieser Astronom und Pogson hatten 1860 inmitten 

 des Sternhaufens M. 80 im Skorpion gleichfalls eine 

 Nova entdeckt; es wäre nun sehr sonderbar, wenn 

 im Zeitraum von nur 25 Jahren zwei der so seltenen 

 neuen Sterne sich mitten auf Sterngruppen projizieren 

 sollten , ohne selbst zu diesen zu gehören. Wie ge- 

 sagt, war die Parallaxe der Nova Andromedae unbe- 

 stimmt geblieben. Nun hat in der Zeit vom Sep- 

 tember 1902 bis Februar 1904 und vom Oktober 

 1904 bis März 1905 der Direktor der Sternwarte zu 

 Stockholm, Herr Karl Bohlin, ein als Theoretiker 



