






klasse getrennt auistellen konnte. Die Sterne gehen 
ihrer Helligkeit nach in diesen Tabellen nur bis zur 
neunten Größenklasse, da für schwächere Sterne der 
Spektralcharakter meist noch unbekannt ist. Die 
sechs Tabellen für die Spektralklassen B bis M seien 
auszugsweise zu einer einzigen zusammengezogen, deren 
Bedeutung ohne weiteres verständlich. ist. 
Mittlere säkulare Parallaxe als Funktion der Spektral- 
klasse, Helligkeit (Mg.) und galaktischen Breite (b). 


d b=0° 





Di 
Ug. 1,0 9,0 1,0 “9,0 
B 0",134 0"',0039 0,146 0,0064 
A 0,245 0,0108 | 0,267 0,0117 
F 0,530 0,0233 0,726 .0,0319 
6 0,561 0,0247 0,769 0,0338 
K 0,89. :| 0,0142 0,444 0,0195 
Mi) | 0,176 0,0077 | 0,176 0,0077 
Diese Tabelle zeigt deutlich, daß die Sterne dersel- 
ben Helligkeit, aber von verschiedener Spektralklasse 
sich in ganz verschiedener Entfernung von der Sonne 
befinden. Die Sterne der mittleren Klassen F und G 
liegen bedeutend näher als die der Klassen B und M; 
die letzteren Sterne sind also absolut genommen viel 
heller, Die Auffassung — soviel erkennt man auch 
hier wieder —, daß die Spektralklassen in der anıge- 
gebenen Reihenfolge Typen einer einzigen fortschreiten- 
den Entwicklung der Sterne darstellen, ist also nicht ~ 
mehr haltbar. ‚ Vielmehr zeigen die Spektralklassen B 
und M einerseits sowie F und G andererseits Ahnlich- 
keit in der räumlichen Anordnung?). Daß zukünftige 
Untersuchungen über den Bau des Fixsternsystems die 
einzelnen Spektralklassen ‚getrennt behandeln müssen, 
ist eine selbstverständliche Forderung dieser statisti- 
schen Ergebnisse Kapteyns, die bei weiterer Verarbei- 
tung noch zweifellos zu ‚wichtigen ‘Schlüssen führen 
werden. 
Der 30. Band der Publikationen. des astronomischen 
Laboratoriums zu Groningen enthält die Ergebnisse von 
Sternabzählungen. Wieder sind diese Ergeb- 
nisse in Tabellen niedergelegt. Wir finden darin die An- 
zahl der Sterne an der Sphäre (bezogen auf 10 000 Qua- 
‚dratgrade als Flächeneinheit), und zwar für verschiedene 
galaktische Breiten, getrennt nach Helligkeiten bis 
herab. zur 12. (und teilweise 14.) Größenklasse und ge- 
trennt nach. verschieden großen Eigenbewegungen. Die 
Sternzahlen sind wieder für alle Spektralklassen zu- 
sammen und für jede der sechs Klassen einzeln ge- 
geben?). Vergleicht man damit, was bisher an Stern- 
abzählungen für die Untersuchungen des Sternsystems 
zur Verfügung stand (an eine Trennung nach Eigen- 
bewegungen und Spektralklassen konnte noch nicht 
gedacht werden; ebenso waren die Sternzahlen. über 
‘die neunte. Größenklasse hinaus unsicher), so erkennt 
man den gewaltigen Fortschritt, den die Kapteynschen 
Resultate für die weitere Forschung bedeuten. 
i) Für die M-Sterne sind zufolge einer nachträg- 
lichen Berichtigung die mittleren säkularen Parallaxen 
für alle galaktischen Breiten dieselben. 
2) Es ist zu bedauern, ‚daß das vorhandene Beob- 
achtungsmaterial eine Trennung in die Untergruppen 
M (+), M (2) usw. der Spektralklassen (vgl. Die Natur- 
wissenschaften 7. Jahng., 1919, 8. 630) nicht zuließ. 
8) Die schwachen M- ‘Sterne eine hierbei Dich gie- 
sondert behandelt. é 
“8,2 Lich ahre). 
_ Ebene der Milchstraße etwa 60 000 Liehiienees ass 
- keit, die unserem Sternsystem zukommen müßte, ‘wenn 
. nebel angesehen werden. 










































Zranäkhet etern ! sie uns freilich. nur Se Roh- 
material. Die Sternzahlen beziehen sich lediglich auf 
die Sphäre, auf die scheinbare (von uns aus wahr- 
genommene) Helligkeit der Sterne und deren Eigen- 
bewegung im Winkelmaß. Was wir erstreben, ist die 
Kenntnis der räumlichen Verteilung der Sterne im 
System, ihrer absoluten Helligkeiten‘ und ihrer wirk- 
lichen gegenseitigen Bewegungen. Für diese Unter- 
suchungen wird man immer wieder auf die von H. v. 
Seeliger geschaffenen Grundlagen zurückgehen müssen. 
Doch haben Kapteyn und P. J. van Rhijn. (On the 
distribution of the stars in space especially in the 
high galactic latitudes. The Astrophysical Journal 
Vol. 52, 8. 23) bereits einen Versuch gemacht, das 
statistische Material nach der angegebenen eu 
hin zu verwerten. Sie konnten vor allem ein schon 
früher. aufgefundenes Gesetz über die Häufigkeit der 
Sterne verschiedener absoluter Leuchtkraft im Raum 
wiederum bestätigen und die numerischen Daten ver- 
bessern, Betrachtet man irgendeinen Volumenteil des 
Sternsystems, so werden in diesem Sterne von ‚ganz 
verschiedenen absoluten Helligkeiten enthalten sein, 
die ein bestimmtes Mischungsverhältnis zeigen. 
Dieses Mischungsverhältnis (die relative. Häufigkeit 
der absoluten Sternhelligkeiten) zeigt nun in unserem‘ 
Sternsystem die felgende Gesetzmäßigkeit, die sich auf 
die Sterne aller - Spektralklassen zusammen bezieht. 
Sterne‘ von einer mittleren absoluten Leuchtkraft. 
kommen am zahlreichsten .vor; Sterne von ‚größerer 
oder geringerer absoluter Helligkeit finden sich 
um so weniger, je mehr ihre Leuchtkraft vom 
mittleren Wert abweicht. Die Häufigkeit ‚gen 
horcht dabei dem , Gaußschen . Fehlergesetz; die 
Sterne gruppieren sich also um. eine mittlere 
Leuchtkraft ebenso wie die Fehler einer Beobach- 
tungsreihe um den Wert Null. Die mittlere absolute 
Helligkeit ist diejenige eines Sternes von der Größen- 
klasse 2,7 in der Einheit der Entfernung (1 POLO = 

In Verbindung mit diesem Resultat haben Konad 
und van Rhijn die Verteilung der Sterne im gesamten 
System (wieder ohne Rücksicht auf die einzelnen Spek- 
tralklassen) von neuem untersucht. Das. Ergebnis 
stimmt mit dem bereits früher (besonders durch H. v ) 
Seeliger) erhaltenen, abgesehen von Einzelheiten (vor 
allem.in der Dichtigkeitsabnahme), überein. Die Sonne 
befindet sich nahe dem Mittelpunkt des Sternsystems, 
dessen Dichte nach außen zu abnimmt, und zwar in der | 
Richtung der Milchstraße langsam, senkrecht dazu rasch. 
Die Ausdehnung des ganzen Sternsystems beträgt in der 
dazu etwa den sechsten Teil. 
Eine weitere Untersuchung von PF, H. hoe ist 
Anschluß an diejenigen Kapteyns und van ‚Rhijns 
standen (The surface brightness of the galactic syste 
as seen from a distant external point and a comparison 
with spiral nebulae. The Astrophysical Journal Vol. 
52, 8. 162). Es war lange Zeit eine geläufige Anschau- 
ung, besonders. durch die Arbeiten von Easton” x: Bas 
daß unser Sternsystem, (das Milchstraßensystem, 
ganzen als ein den Spiralnebeln ähnliches Gebilde a 
zufassen sei. Seares bestimmt nun die Flächenhel i 
wir es von großer: Entfernung aus betrachten, 
findet ganz wesentliche Unterschiede zwischen !die- 
sem und den Spiralnebeln. Unser Sternsystem kann 
also nicht, wie das bisher geschah, als typischer Spira’ Ht 
3 re > Kopf 

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