Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem G-esamtgebiete der Naturwissenschaften. 



XVIII. Sahig. 



16. April 1903. 



Nr. 16. 



C. Easton: Die Verteilung des Milchstraßen- 

 lichts im Vergleich mit der Verteilung 

 der in der nördlichen Milchstraße kata- 

 logisierten Sterne. (Verhandelingen d. Kon. Akad. 

 van Wetensch. Amsterdam, Scct. 1, Teil 8, Nr. 3, 46 S., 

 2 Tafeln.) 

 Nur von wenigen Dutzenden von Fixsternen aller 

 Helligkeitsgrößen (1. bis 9.) kennt man auf Grund 

 direkter Messungen die Entfernungen wenigstens an- 

 nähernd. Die Zahl der Sterne mit bekannten Eigen- 

 bewegungen beläuft sich jetzt schon auf viele Tau- 

 sende, und da gewisse theoretische Betrachtungen 

 ergeben, daß durchschnittlich die jährliche Parallaxe 

 eines Sterns l / ie seiner jährlichen (scheinbaren) Eigen- 

 bewegung ist, läßt sich auch die räumliche Verteilung 

 und durchschnittlicheEntfernung jener Sterne schätzen. 

 Für die Milchstraße und die ihr angehörenden Sterne 

 gelangen wir aber auch auf dem eben erwähnten Um- 

 wege nicht mehr zu einem begründeten Urteile über 

 ihren Abstand von uns , somit auch nicht zu einer 

 verläßlichen Anschauung über den wahren Bau die- 

 ses Sternsystems, der sicherlich nicht ohne Einfluß 

 auf die Anordnung der Sterne in den uns näher ge- 

 legenen Ilaumgegenden sein kann. Es ist daher schon 

 von verschiedenen Forschern versucht worden, aus der 

 Anordnung der helleren Sterne, namentlich der in 

 Sternkataloge aufgenommenen, auf die Struktur der 

 Milchstraße zu schließen. 



In der vorliegenden Schrift des auf dem frag- 

 lichen Gebiete seit langen Jahren tätigen Herrn 

 Easton sind die Ergebnisse von Vergleiehungen 

 zwischen dem wechselnden Glänze verschiedener Ge- 

 biete in der Milchstraße und der Dichte der daselbst 

 verzeichneten Sterne niedergelegt. Daran schließen 

 sich mehrere Folgerungen über die räumliche Gestalt 

 wenigstens des nördlichen Teiles der Milchstraße an. 

 Zuerst war also die keineswegs leichte Aufgabe 

 zu lösen, den Glanz der einzelnen Teile dieses großen 

 Sternenringes durch Zahlen auszudrücken. Zu die- 

 sem Zwecke wählte Herr Easton sechs Helligkeits- 

 stufen, von ganz schwachem, aber zweifellosem Lichte 

 bis zu hellstem Glänze. Auf der von ihm selbst ge- 

 zeichneten Karte der Milchstraße, die zwar nicht in 

 allen Einzelheiten, jedoch in den wesentlichen Zügen 

 mit ähnlichen Karten anderer Beobachter sich deckt, 

 wurden Linien gleicher Helligkeit eingetragen, sodaß 

 für jede Stelle der Helligkeitsgrad angegeben werden 

 kann. Dann wählte Verf. auf einer von Herrn M. 



Wolf ihm zur Verfügung gestellten Aufnahme der 

 Gegend um y Cygni zwei Stellen aus, eine vom höch- 

 sten Glänze oder der Stufe / und eine von ziemlich 

 geringer Helligkeit, Stufe 1), zählte daselbst die Sterne 

 von halber zu halber Größenklasse ab und berech- 

 nete deren Gesamtlicht. Das Licht eines der schwäch- 

 sten Sterne (13,6. bis 14. Gr.) wurde als Einheit an- 

 genommen und jede halbe Größe heller als das 

 1,6 fache gerechnet. So fanden sich folgende Zahlen- 

 werte der sechs Helligkeitsstufen in der Milchstraße : 



1, 1,37, 1,88 2,58, 3,53, 4,85 



und das Verhältnis einer Stufe zur nächsten gleich 

 1 zu 1,37. Man könnte diese Helligkeiten auch ohne 

 weiteres und vielleicht noch übersichtlicher in Stern- 

 größen ausdrücken und fände dann jene sechs Grade 

 gleichwertig mit Sternen von ungefähr 



5,4., 5,1., 4,7., 4,4., 4,0., 3,6. Größe. 



Nun handelte es zieh zweitens darum , die Ver- 

 teilung der in der Bonner Durchmusterung enthalte- 

 nen Sterne der Milchstraßenzone zu bestimmen und 

 mit der Verteilung des Glanzes längs dieser Zone zu 

 vergleichen. Herr Easton stützte sich bei dieser 

 Arbeit auf die Karten des Herrn Stratonoff, über 

 welche in Rdsch. 1900, XVI, S. 5 berichtet worden 

 ist. Nur faßte Herr Easton die Sterne nach ihren 

 Größen in bloß vier statt acht Gruppen zusammen 

 (0 bis 6,5., 6,6. bis 8,0., 8,1. bis 9,0. und unter 9,0. 

 Größe), um die Unsicherheit der Abgrenzung und rein 

 lokale Unregelmäßigkeiten unschädlich zu machen. 

 Die Milchstraßenzone zwischen 18° südlicher und 

 18° nördlicher Breite von der Mittellinie aus wurde 

 in Vierecke von je 15° Länge und 4° Breite geteilt. 

 Für jedes Viereck wurde die Dichte der Sterne jeder 

 einzelnen Größengruppe aus Stratonoffs Tabellen 

 und Karten berechnet und der Zahlenwert des Hellig- 

 keitsgrades der Milchstraße aus der eigenen Karte 

 entnommen. Als Beispiel mögen hier für die 9 Vier- 

 ecke von 0° bis 15° galaktischer Länge zwischen 

 — 18° und + 18° gal. Breite die Zahlen angeführt 

 werden, durch welche die Dichte der Sterne der vier 

 Helligkeitsgruppen (I. — IV.) und der Glanz der Milch- 

 straße (31) ausgedrückt wird : 



— 18» —14» —10» —6° —2» +2» +t 

 I. 0,46 0,35 0,38 0,81 0,88 0,73 



II. 0,61 0,64 0,66 0,75 0,82 0,90 

 HI. 0,7 0,8 0,9 0,8 0,8 0,9 

 IV. 0,8 1,0 1,0 1,0 0,9 1,2 



M. 0,07 0,84 1,57 1,43 0,63 1,53 



1 + 10» + 11» + 18» 

 0,92 0,85 0,65 

 0,95 0,98 0,70 

 1,0 0,9 0,8 

 1,3 1,2 1,0 

 1,19 0,83 0,61 



