Einleitung. 



Die photometrische Ausmessung der reichen, regelmässigen Sternhaufen ist 

 offenbar von grösster Bedeutung fiir die Stellarastronomie und die Astrophysik. 

 Diese Gruppen sind begrenzte Systeme, in welchen die Sterne durch die allgemeine 

 Gravitation zusammengehalten werden. Alle Sterne einer Gruppe sind praktisch 

 genommen in derselben Entfernung von unserem Standpunkte im Weltraume. Die 

 scheinbaren Grössen der verschiedenen Sterne einer Gruppe sind nur um einen kon- 

 stanten Betrag von ihren absoluten Grössen geschieden. 



Durch die Arbeiten von E. Hertzsprung 1 , H. N. Russell 2 , W. S. Adams 3,4 , 

 A. Kohlschutter 3 , A. H. Joy 4 , J. C. Kapteyn 5 und anderer Forscher ist es in den 

 letzten 5 — 10 Jahren gelungen, eine Klassifizierung der Sterne in Bezug auf ihre ab- 

 soluten Grössen zu erhalten. Wir wissen jetzt, dass die roten und gelben Sterne in 

 absolut helle »Riesen» und absolut schwache »Zwerge» eingeteilt werden können. 

 Die mittleren absoluten Grössen der verschiedenen Sterntypen sind verschieden. Es 

 ist noch nicht ganz gelungen, diese mittleren Grössen scharf zu bestimmen. Insbe- 

 sondere sind sie fiir die weissen (B und A-Sterne) noch sehr unsicher. Offenbar wird 

 durch eine Photometrie der Sternhaufen es möglich sein, den Zusammenhang der mitt- 

 leren absoluten Grössen der verschiedenen Sterntypen zu fixieren. Gleichzeitig bekommt 

 man fiir jede untersuchte Gruppe eine besonders scharf e Parallaxbestimmung. So ist 

 es H. Shapley 6 gelungen, durch photometrische Methoden die Entfernung der kugel- 

 förmigen Sternhaufen zu bestimmen. Mehrere von diesen s. g. globular dusters liegen 

 in den sternärmeren äusseren Teilen der Milchstrasse. Die zahlreichen bekannten, 

 mehr hellen und offenen Sterngruppen, nahe der Milchstrassenebene, sind bedeu- 

 tend näher gelegen. Wenn man die photometrische Untersuchung einer solchen 

 Gruppe auch auf die scheinbar nächste Umgebung des Himmels ausdehnt, so wird 



1 Hertzsprung, Zeit. f. wiss. Phot., Vol. 3, p. 429 (1905); Vol. 5, p. 8G (1907); Astr. Nachr., N:o 

 4296 (1908). 



2 Russell, The Observatory, Vol. 36, p. 324 (1913); Vol. 37, p. 165 (1914). 



3 Adams und Kohlschutter, Astrophys. Journal, Vol. 40, p. 385 (1914). 



4 Adams und Joy, Astrophys. Journal, Vol. 46, p. 313 (1917). 



5 Kapteyn, Astrophys. Journal, Vol. 47, p. 255 (1917). 



6 Shapley, Astrophys. Journal, Vol. 48, p. 89 (1917). 



