108 V. ZEIPEL U. LINDGREN, PHOTOMETR1SCHE UNTERSUCHUNGEN DER STERNGRUrPE MESSIER 37. 



sechs Bestimmungen von m vis , — M vis , ergiebt fiir die Entfernung von Messier 37 den 

 endgiltigen Wert 



r S7 = 1450 ± 180 Parsec. 



Wir gehen jetzt zur Diskussion der Luminositetskurven der äussersten drei 

 Ringe (13, 14, 15) iiber. In diesen Ringen ist die Anzahl der Sterne pro Flächen- 

 einheit beinahe konstant (siehe weiter S. 111). Da kommen folglich nur relativ 

 wenige Gruppensterne vor. Die Hauptmasse der Sterne, die in diesen äusseren 

 Ringen erscheinen, gehören of f enbär zur grossen Milchstrassenwolke, die wir in der 

 Richtung gegen Auriga wahrnehmen. Wir wollen dieselbe die Aurigawolke nennen. 

 Die Frequenzkurve der 6-Sterne der Aurigawolke (Fig. 1) zeigt ein deutliches Maxi- 

 mum. Dagegen felilen offenbar einige schwache &-Sterne auf der Riickseite der 

 Wolke, die fiir unser Instrument zu schwach waren. Dasselbe gilt in noch höheren 

 Grade fiir die a-Sterne (Fig. 2). Die Luminositetskurven der b- und der b e . . . a b - 

 Sterne der Aurigawolke (Fig. 1 und 5) zeigen deutlich eine Verschiebung der Fre- 

 quenzmaxima von ungefähr einer Grössenklasse nach rechts, in Verhältniss zu den 

 entspreclienden Frequenzmaxima der äbnlichen Sterne in Messier 37. Wir schliessen 

 daraus, dass die Mitte dieser Wolke hinter Messier 37 liegt. Es sei r w die mittlere 

 Entfernung der Sterne der Aurigawolke nahe der Gesichtslinie nach Messier 37. Dann 



ist 



5\og(r w :r 37 )= + l.o 

 d. h. 



log(r a , :r 37 ) = + 0,2 0. 



Nach der Tab. 35 (vorletzte Kolumne) ist aber 



15 8 



logr 37 = + -^- = + 3,16. 



Wir finden also 



logr M . = + 3,3 6 

 und 



r w = 2300 Parsec. 



Die Luminositetskurven zeigen ferner, dass die helleren Sterne der Gruppe und 

 der Wolke ungefähr dieselbe Grösse haben. Wir schliessen also weiter, dass die 

 Gruppe Messier 37 in den äusseren nach uns gewandten Regionen der Aurigawolke 

 liegt. Die Mächtichkcit der Aurigawolke in der Gesichtslinie nach Messier 37 schätzen 

 wir zu 1,700 Parsec. 



16. Lie Verteilung der Sterne auf der Platte und iin Raume. 



Wir betrachten einen kugelförmigen Sternhaufen, der ganz symmetrisch ura das 

 Zentrum liegt. Wir wollen die Verteilung der Sterne eines gewissen Typus in dem 

 Haufen studieren. Es sei /((>) die Anzahl dieser Sterne pro Volumseinheit im Ab- 

 stande q vom Zentrum. Es sei R der Radius der Gruppe. Im allgemeinen ist / (R) 

 relativ sehr klein, wir brauchen doch iiber f (R) keine Annahme zu machen. Wenn 



