120 V. ZErPEL TT. LINDGREN, PHOTOMETRISCHE UNTERSTTCHUNGEN DER STERNGRUPPE MESSIER 37. 



Dadurch werden die schon dargestellten Resultate der Tabelle 36 wenigstens quali- 

 tativ bestätigt. 



Unter den hellen Sternen der Platte a kommen weise und gelbe Sterne gemischt 

 vor. Das Intervall 13.3 <»w ph . < 15,7 enthält nicht nur b- und a-Sterne sondern auch 

 viele /-Zvverge. Die Sterne des Intervalles 15 7 < m vh < 16,5 haben in Durchschnitt den 

 Farbenindex + 0,80 wie man aus der Kurve der Fig. 6, die den Zusammenhang der 

 photographischen und der photovisuellen Grössen giebt, schliessen känn. Im Folgenden 

 werden wir nur die Verteilung dieser schwachen Sterne weiter verfolgen. Wir wollen 

 dieselben als die Gattung w bezeichnen. 



Die letzte Kolumne der Tab. 41 hat zur Bildung der letzten Kurve der Fig. 7 

 gedient. Die starke Neigung der Kurve fur grössere Werte von log? 2 hängt davon 

 ab, dass die Hintergrundsterne bei diesen älteren Sternzählungen schon eliminiert 

 worden sind. Fiir die vier oberen Kurven ist, wie schon erwähnt, die Hintergrunds- 

 dichte mit eingeschlossen. Dieser Umstand beeinflusst aber nicht die Berechnung 

 der Raums verteilung. 



Ausgehend von der graphischen Darstellung von log F (r) als Funktion von log r 2 

 haben wir nach der Formel (4") die Funktion P (r) fiir die Gattung iv numerisch be- 

 rechnet, genau wie vorher fiir die Sterngattungen j), q', q", u. Wir gehen hier nicht 

 in Einzelkeiten ein. Durch die niedrigste (fiinfte) Kurve der Fig. 8 ist die Funktion 



log - P (r) als Funktion von log r 2 fiir die Gattung iv graphisch dargestellt. 



Endlich wurde die Raumdichtigkeit f (r) dieser schwachen Sterne durch die For- 

 mel (11) fiir r — 2, 3, 5, 8 berechnet. Dabei wurde w =l gesetzt, während die Zahl i 

 die Werte 0, 1, 2, ... 12 durchlief. Die Ergebnisse der Rechnungen sind in der 

 letzten Kolumne (Gattung w) der Tabelle 40 gegeben. 



17. Bestimmnng der relativen Mässen der Sterne von verschiedenem Typus. 



Im vorigen hat sich ergeben, dass die verschiedenen Sterntypen in der Gruppe 

 M. 37 ganz unähnlich verteilt sind. 



In dynamischer Hinsicht können die Sterne der Gruppe als materielle Punkte 

 angesehen werden. Die physische Beschaffenheit der Sterne komrat dabei gar nicht 

 in Betracht; nur die Masse jedes Sterns spielt eine Rolle. Mit anderen Worten, da 

 die verschiedenen Sterntypen der Gruppe nicht demselben Verteilungsgesetz folgen, 

 so miissen Sterne, die von verschiedenem Typus sind, auch verschiedene Mässen haben. 



Wir wollen als Hypothese annehmen, dass zwei Sterne, welche dieselbe absolute 

 photographische und photovisuelle Grösse haben, auch dieselbe Masse besitzen. Mit 

 anderen Worten, wir nehmen an, dass die Masse eines Sterns eine ganz bestimmte 

 Funktion von zwei Parametern, den beiden absoluten Grössen, ist. Nach den in- 

 teressanten theoretischen Untersuchungen von A. S. Eddington 1 iiber die innere 



1 Eddington, Astrophys. Journal, Vol. 48, p. 205 (1918). 



