KUNGL. SV. VET. AKADEMIENS HANDUNGAR. BAND 61. N:0 15. 121 



Konstitution der Sterne, muss diese Hypothese als wabrscheinlich betrachtet werden. 

 Es entsteht jetzt die Aufgabe diese Massenfunktion empirisch zu bestimmen. 



Nur f ur einige Doppelsterne mit bekannten Bahnen und Parallaxen ist es bis- 

 her gelungen individuelle Mässen zu berechnen. So sind z. B. die beiden Kompo- 

 nenten von V Puppis 19 Mal so schwer wie die Sonne, während die Masse des 

 schwachen Begleiters von Procyon nur ein Viertel der Sonnenmasse ist. 



Nach einer von H. N. Russell 2 gegebene Methode känn der Mittelwert einer 

 Sammlung von Doppelstermassen berechnet werden, wenn nur eine relative Bahn- 

 bewegung fiir jedes Paar festgestellt worden ist, auch wenn es nicht möglich ist die 

 Bahnen aus den Beobachtungen zu berechnen. Aus 550 Doppelsternpaaren fand 

 Russell in dieser Weise, dass die Mässen der Riesensterne ungefähr 5—10 Mal so 

 gross wie die Mässen der Zwergsterne sind. 



Es wird hier gezeigt werden, dass die Mässen der verschiedenen Sterntypen 

 durch die Verteilung der Sterne in gewissen, kugelförmigen Sterngruppen mit grosser 

 Genauigkeit bestimmt werden können. 



Zuerst wird es nötig, das Gesetz aufzusuchen, nach welchem die verschiedenen 

 grossen Mässen in einem kugelförmigen Sternhaufen sich verteilen. 



Es ist offenbar, dass dieses Problem, sowie auch das allgemeinere iiber die 

 Konstitution der Sternwolken, sehr nahe verwandt sein muss mit gewissen Problemen 

 der kinetischen Gastheorie, welche von Clausius, Maxwell, Boltzmann, Gibbs und 

 andere schon behandelt worden sind. Zwischen den beiden Aufgaben treten aber 

 auch ganz bestimmte Verschiedenheiten auf. Es wird hier nur der wichtigste Unter- 

 schied angedeutet. Bei den gastheoretischen Untersuchungen nimmt man öfters an, 

 dass die Gasmenge durch feste Wände in einem begrenzten Raume eingeschlossen 

 bleibt, öder auch behandelt man Gasmassen von so grosser Dichte und Ausdehnung 

 (z. B. die Atmosphäre), dass ein Raumteil im Innern wie geschlossen angesehen 

 werden känn. Die umgebenden Gasmassen wirken dann gerade wie Wände. In den 

 Gasen treten deshalb stabile stationäre Zustände auf, die auf verschiedene Weise 

 theoretisch abgeleitet werden können. Es sind gerade diese stationären Zustände, 

 die ubrigens auch die wahrscheinlichsten Zustände sind, welche in der kinetischen 

 Gastheorie die Hauptrolle spielen. 



Bei einer frei im Raume schwebenden Sternwolke liegt die Sache änders. Von 

 Zeit zu Zeit kommt es vor, dass ein Stern durch zu grosse Annäherung an andere 

 Sterne eine so grosse Geschwindigkeit bekommt dass er aus der Wolke ins Unendliche 

 ausgeschleudert wird. Wenn nicht diese Verluste durch Einfange von anderen Ster- 

 nen ausgeglichen werden, so muss die Totalmasse der Sternwolke mit der Zeit ab- 

 nehmen. Es giebt dann fiir die Wolke nur ein einziger Endzustand: wenn alle Sterne 

 unabhängig von einander ins Unendliche forteilen. Aber diese vollständige Auflösung 

 nimmt sehr länge Zeit in Anspruch. Wahrscheinlich wird sich im Laufe der Zeit 

 ein halbstationärer Zustand herstellen, wie wir es bei den freien kugelförmigen Stern- 

 haufen (z. B. to Centauri, Messier 13 u. A.) erfahren können. Die theoretische Ab- 



Russell, Fopular Astronom}', Vol. 22 (1914). 



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