106 V. ZEIPEL U. LINDGREN, PHOTOMETRISCHE UNTERSUCHUNGEN DER STERNGRUPPE MESSIER 37. 



15. Die Entfernungen der Sterngruppe Messier 37 lind der Aurigawolke. 



Die gewöhnliche trigonometrische Parallaxenmethode ist natiirlich nur fiir die 

 Bestimmung der Entfernungen der aller nächsten Sterne anwendbar. Mit der neuen 

 spektrographischen Methode von W. S. Adams und A. Kohlschutter, 1 durch welche 

 die absolute Grösse eines individuellen Sterns aus den relativen Intensitäten gewisser 

 Spektrallinien bestimmt wird, ist es wohl möglich bedeutend weiter zu kommen. 

 Leider ist aber dieses Verfahren vorläufig nur auf Sterne, die scheinbar heller als die 

 10. Grösse sind, anwendbar. 



In der letzten Zeit haben E. Hertzprung, 2 nnd H. Shapley 3 eine photome- 

 trische Methode angevvandt, durch welche es möglich erscheint, die Struktur und 

 Ausdehnung der ganzen Milchstrasse zu studieren. Schon ist es ja gelungen die 

 Entfernungen der Kleinen Kapwolke und der kugelförmigen Sternhaufen auf diese 

 Weise zu messen. Ja mit den grössten Instrumenten wiirde es wohl möglich sein, 

 auch ausserhalb der Milchstrasse bis zu den nächsten Spiralnebeln zu dringen. 



Diese photometrische Methode setzt wie bekannt voraus, dass die mittlere ab- 

 solute Grösse der Sterne von einem gewissen Typus, z. B. der jB-Sterne öder der 

 (r-Riesen, öder der Cepheidvariabeln von gewisser Periodenlänge iiberall im Raume 

 dieselbe ist. Diese Hypothese ist wohl kaum immer mit der Wahrheit iiberein- 

 stimmend. In verschiedenen Gegenden können wohl die Sterne durchschnittlich ver- 

 schiedene Entwicklungsfasen erreicht haben. Deshalb ist es möglich, dass die Sterne 

 mit z. B. negativem Farbenindex einer Gruppe in Mittel eine öder zwei Grössenklas- 

 sen absolut heller öder schwächer sind, als die entsprechenden Sterne einer anderen 

 Gruppe. Die Anwendung der genannten photometrischen Methode auf einen einzigen 

 Typus, z. B. auf nur Heliumsterne, öder auf nur gelbe Riesen, ist deshalb kaum ratsam, 

 wenigstens ehe man hinreichende Kontrolle iiber die Zulässigkeit der gemachten Hy- 

 potese besitzt. Wenn es aber gelingt, zu konstatieren, dass die mittleren scheinbaren 

 Grössen z. B. der &-Riesen, der 6-Sterne und der /-Zwerge in einer Sterngruppe nur 

 um einen nahezu konstanten Betrag von den mittleren absoluten Grössen derselben 

 Sterntypen in unserer Umgebung im Raume verschieden sind, dann känn man wohl 

 mit grosser Wahrscheinlichkeit schliessen, dass die Sterne der beiden Gegenden in 

 physikalischer Hinsicht ähnlich sind. Die photometrische Methode erreicht dann eine 

 grösse Genauigkeit auch fiir sehr weit entfernte Sternsammlungen. 



In der vierten Kolumne der Tabelle 35 haben wir nach Seite 96 die mittleren 

 scheinbaren Grössen einiger Sterntypen fiir die drei inneren Ringe Gruppe Messier 37 

 zusammengestellt. 



Die zweite Kolumne giebt die Anzahl der betreffenden Sterne an. Die dritte 

 Kolumne enthält den mittleren Farbenindex der Sterne. In der ganzen Gruppe d. h. 

 in allén 15 Ringen sind 40 gr-Riesen vorhanden. I lire mittlere visuelle Grösse ist 



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



2 Hertzsprung, Astr. Nachr. N:o 4692 (1913). 



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



