198 XVIII. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1903. Nr. 16. 



Die ganze Tabelle enthält zwölf solche Abteilun- 

 gen für die Nordhälfte der Milchstraße; die nähere 

 Prüfung ihres Zahleninhaltes lieferte verschiedene 

 wichtige Ergebnisse. Man erkennt deutlich, daß die 

 Dichte oder das Zusammendrängen der Sterne um so 

 weniger dem eigentlichen Milchstraßenglanze parallel 

 geht, je heller die Sterne sind. So erscheint es fast 

 als eine Regel, daß die Sterne der I. Größengruppe 

 in Gegenden mäßigen Glanzes der Milchstraße vor- 

 wiegen, wie sie überhaupt viel gleichförmiger ver- 

 teilt sind als die übrigen Sterne, namentlich die der 

 IV. Gruppe. Zu begreifen ist dieser Gegensatz un- 

 schwer. Mögen auch die Dimensionen und Strah- 

 lungsintensitäten der Fixsterne noch so verschieden 

 sein, so werden im Durchschnitte die helleren Sterne 

 doch näher sein als die schwächeren und infolge der 

 Perspektive weiter auseinander treten als diese. 

 Eine bedeutsame Ausnahme jener Regel wird von 

 Herrn Easton später besprochen, es ist die starke 

 Verdichtung von Sternen aller Größenordnungen, ver- 

 bunden mit hohem Milchstraßenglanze in der Gegend 

 des Sternes et Cygni. 



Jene Regel spricht sich auch in der Tatsache aus, 

 daß die Stellen größten Glanzes im Durchschnitt nur 

 4° von der Mittellinie der Milchstraße abstehen, wäh- 

 rend der Abstand regelmäßig wächst bei abnehmen- 

 dem Glänze. Das Verhalten der Sterne im Vergleich 

 mit dem Milchstraßenlichte stellt Herr Easton in 

 verschiedenen Tabellen dar, von denen folgende die 

 anschaulichste sein dürfte. Er bildet sechs Abteilun- 

 gen zu je 14 Vierecken, ordnet die Abteilungen nach 

 dem Glänze M der Milchstraße und fügt die durch- 

 schnittlichen Sterndichten der vier Größengruppen bei: 



Das Verhältnis der ersten zur letzten Abteilung 

 ist für den Milchstraßenglanz 4,4 zu 1, während für 

 die vier Größengruppen der Sterne das Verhältnis 

 von 2,0 bis auf 1,35 sinkt, sich also von dem des 

 Glanzes um so mehr entfernt, je heller die Sterne sind. 



Aus den gefundenen Regelmäßigkeiten folgert 

 Verf. zuerst, daß die einzelnen Verdichtungen, die 

 man im Verlaufe der Milchstraße bemerkt, nicht ganz 

 ohne Zusammenhang miteinander sein können. Eine 

 verhältnismäßig sehr weit entfernte Sternwolke würde 

 nur schwache Sterne zu den sonstigen Sternen hin- 

 zufügen, bei gleichem Abstände aller Wolken wäre 

 auch eine , in Wirklichkeit nicht vorhandene , völlige 

 Gleichförmigkeit der Sternverteilung zu erwarten. Für 

 die Ungleichheit des Abstandes verschiedener Teile 

 der Milchstraße, die scheinbar beieinander liegen, 

 lassen sich Beispiele anführen. So erfahren die Sterne 

 der hellsten Gruppen in der Hauptverdichtung im 

 Cygnus eine starke Zusammendrängung, an der sekun- 

 dären Verdichtung, die in den Sternbildern Auriga 

 und Monoceros liegt, nehmen sie dagegen nicht teil, 



sind vielmehr hier recht spärlich. Andererseits treten 

 gerade die hellen Sterne in der Perseusgegend un- 

 gewöhnlich häufig auf, wo die schwachen Sterne in 

 verhältnismäßig geringerer Zahl zu finden sind. Es 

 liegt kein Grund vor, den Sternen dieser verschie- 

 denen Regionen ungleiche wahre Größen oder ab- 

 weichende physische Beschaffenheit zuzuschreiben ; 

 der Unterschied in der Häufigkeit der Größengruppen 

 an solchen Stellen läßt sich am einfachsten mit der 

 Verschiedenheit der Entfernung jener Verdichtungen 

 erklären. 



So bemerkt man gerade auch bei der schon er- 

 wähnten großen Verdichtung im Cygnus einen auf- 

 fallenden Gegensatz, indem die hellen Sterne mehr 

 im Norden, die schwächeren nach Süden hin vor- 

 wiegen. An eine tatsächliche Scheidung der großen 

 und kleinen Sterne im Räume , und zwar auf einer 

 so beschränkten Fläche von der halben Breite der 

 Milchstraßenzone, wird man kaum glauben wollen. 

 Wenn es Raumgegenden gibt, wo sich vorwiegend 

 sehr große Sterne entwickelt haben und andere, die 

 nur Sterne geringen Umfanges enthalten, so werden 

 vermutlich diese Raumgegenden nicht so nahe anein- 

 der grenzen, wie es im Cygnus der Fall zu sein 

 scheint. Die Regelmäßigkeit, mit der das Vorwiegen 

 der hellen Sterne allmählich dem Vorwiegen der 

 schwächeren Platz macht, wenn man von Cygnus 

 weiter nach Cepheus, Cassiopeia, Aquila bis Scutum 

 geht, spricht auch dafür, daß die Änderung der Hellig- 

 keit von einer Zunahme der Entfernung herrührt. 

 Als das am besten begründete Ergebnis seiner Unter- 

 suchung betrachtet Herr Easton die Folgerung, daß 

 von den zwei Ästen der Milchstraße , die von Deneb 

 (« Cygni) gegen Albirea (ß Cygni) und gegen y Aqui- 

 lae ziehen , der letztere viel weiter von uns entfernt 

 ist als der erstere, wenn schon der „Glanz" beider 

 Äste durchaus nicht sehr verschieden ist. Einzelne 

 der Sterngruppen, die man in diesen Ästen bemerkt, 

 mögen allerdings nur perspektivisch zu ihnen ge- 

 hören, während sie räumlich weit vor ihnen stehen. 

 So braucht man auch nicht anzunehmen , daß die 

 „Lichtbrücken", die vom einen zum anderen Aste 

 laufen, wirkliche physische Verbindungen darstellen; 

 sie dürften kürzere Zweige des einen Astes sein, 

 deren Endteile nur scheinbar im anderen Aste liegen. 



Die interessanten Studien des Herrn Easton wie 

 auch jene von Stratonoff lassen sich sehr wohl der 

 Hypothese anpassen, daß die verschiedenen Äste und 

 Ausläufer der Milchstraße zusammen mit der dichten 

 Sternenwolke im Cygnus ein Spiralsystem ausmachen. 

 Zu Gunsten dieser Hypothese scheint auch die Tat- 

 sache zu sprechen, daß die Nebelflecken in der Mehr- 

 zahl eine spiralige Form besitzen. Ob die Betrach- 

 tung der scheinbaren Verteilung der helleren Sterne 

 zu einer eindeutigen Entscheidung führen wird, daß 

 ein solcher Bau der Milchstraße tatsächlich vorhanden 

 ist, ob die Verteilung der Sterne, die größere oder ge- 

 ringe Zusammendrängung hellerer oder schwächerer 

 Sterne zweifelfreien Aufschluß über Nähe oder Ferne 

 der einzelnen Sternenwolken liefern kann, muß in- 



