-1 V. ZEIPEL II. LINDGREN, PHOTOMETRISCHE UNTERSUCHUNGEN DER STERNGRUPPE MESSIER 3 7 



es möglich werden den Zusammenhang der Gruppe mit der Sternwolke zu fixieren, 

 d. h. zu messen, wie tief die Gruppe in der Wolke liegt. Auch die Mächtigkeit der 

 Wolke wird sich auf diese Weise feststeilen lassen. So wird es möglich sein, durch 

 die Photometrie der Sterngruppen und der Milchstrassenwolken die räumliche Struktur 

 der Milchstrasse zu studieren. 



Auch fur eine andere astrophysikalische Frage ist die Klassifizierung der Sterne 

 der regelmässigen Gruppen in Bezug auf Helligkeit und Farbe von grosser Bedeutung. 

 Bis vor kurzem waren uns die Mässen der Sterne beinahe unbekannt. Nur bei wenigen 

 Doppelsternen war es möglich gewesen, eine Massenbestimmung mit Hilfe des dritten 

 KEPLER'schen Gesetzes durchzufiihren. Im Jahre 1911 fand J. Halm 1 aus einer 

 Diskussion von 89 spektroskopischen Doppelsternen, dass die Mässen der B-Sterne 

 durchschnittlich 7 Mal so gross wie die Mässen der A — G Sterne sind. Im Jahre 

 1914 gelang es H. N. Russell 2 auch die Mässen der visuellen Doppelsterne statistisch 

 zu untersuchen. Er fand eine bestimmte Abhängigkeit zwischen Masse dieser Sterne 

 einerseits, ihrem Spektrum und absoluter Helligkeit andererseits. Die Methoden von 

 Halm und Russell sind nur auf Doppelsterne anwendbar. Ein Ubelstand ist es 

 auch dass die Mässen der beiden Komponenten nicht getrennt erhalten werden. — 

 Durch die theoretischen Untersuchungen von A. S. Eddington 3 iiber die Konstitu- 

 tion der Riesensterne wurde das Massenproblem der Gestirne besonders vertieft. Er 

 fand eine gewisse, vom Spektrum unabhängige Relation zwischen Masse und Hellig- 

 keit. Zweif ellos wäre es eine interessante Aufgabe dieses Gesetz von Eddington mit 

 der Erfahrung zu vergleichen. 



Im folgenden wird gezeigt werden, dass es möglich ist die Mässen der verschie- 

 denen Sterne durch ihre Verteilung in den reichen offenen Sterngruppen zu bestimmen. 

 Durch die gegenseitige Annäherung der Gruppensterne an einander werden die Sterne 

 und ihre Energie nach dem Gesetze von Maxwell verteilt. Nach diesem Gesetze muss 

 die Anhäufung der Sterne gegen die Mitte der Gruppe von ihrer Masse abhängen. 

 Die schweren Gestirne werden relativ mehr gegen das Zentrum angehäuft als die 

 leichteren. Dadurch wird es möglich die Masse der einzelnen Sterntypen durch ihre 

 verschiedene Konzentration in einer Sterngruppe zu finden. — In den äusseren 

 Regionen der grossen kugelförmigen Sternhaufen Messier 2, 3, 13 und 15 sind die 

 verschieden hellen Sterne beinahe vollkommen gemischt wie es einer von uns schon 

 1913 zeigen konnte. 4 Dort herrscht also nicht das Gesetz von Maxwell. Im Zen- 

 trum jedoch, wo die Sterne ungemein dicht zusammengedrängt sind, kommen die 

 helleren Sterne relativ häufiger vor als die schwächeren. Eine genaue Untersuchung 

 erfordert ein Instrument von sehr 1 anger Brennweite, damit mehrere Hundert der 

 hellsten Sterne im Zentrum getrennt erscheinen. Später hat H. Siiapley 5 gefunden, 



1 Halm, Monthly Notices, Vol. 71, p. 636 (1911). 



2 Russell, Populär Astronomy, Vol. 22 (1914). 



3 Eddington, Monthly Notices, Vol. 77, pp. 16, 596 (1916, 17); Astrophys. Journal, Vol. 48, p. 205 

 (1918). 



1 v. Zeipel, Recherches sur la constitution des amas globulaires, K. Svenska Vet. Akad. Handlingar, 



Bd 51. N:o 5 (1913). 



5 Shapley, Mt. Wilson. Contr. No. 116 (1915). 



