



gründete Hoffnung, daß durch Verwendung des von 
ersterem vorgeschlagenen Koinzidenzverfahrens sich die 
innere Genauigkeit auch der durch den Meridiankreis . 
zu gewinnenden Parallaxen noch beträchtlich wird 
steigern lassen. Dies ist durchaus wünschenswert. Denn 
trotz der hohen Vollkommenheit, die die Methode der 
Parallaxenbestimmung mit Hilfe von photographischen 
Aufnahmen erreicht hat, ist es doch notwendig, Stern- 
parallaxen auch auf anderem Wege zu messen. Erst 
die Übereinstimmung von Werten, die durch verschie- 
dene (gleichwertige) Methoden gewonnen wurden, gibt 
Gewähr dafür, daß die syetenatiächen Fehler auf die 
Grenze der zufälligen Beobachtungsfehler gesunken 
sind. 
Neben diesen drei besprochenen Methoden, die Stern- 
parallaxen trigonometrisch, d. h. durch Messung der 
Richtungsunterschiede von verschiedenen Punkten der 
Erdbahn aus zu ermitteln, sind in letzter Zeit andere 
getreten, die, von gänzlich anderen Gesichtspunkten 
ausgehend, die Entfernung näherungsweise festzulegen 
versuchen. Bei dem Problem, einen Einblick in die 
räumliche Verteilung der Sterne zu gewinnen, handelt 
es sich ja um die Herleitung einer ungeheuer großen 
Anzahl von Parallaxen. Wenn auch Versuche unter- 
nommen worden sind, sowohl die photographische Me- 
thode (in einer von Kapteyn angegebenen Modifikation) 
als auch den Meridiankreis (Zonenbeobachtungen von 
E. Großmann am Münchener Meridiankreis) für 
Massenbeobachtungen heranzuziehen, so liegt doch ‘bei 
der Weitläufigkeit der beiden Verfahren eine gar nicht 
zu bewältigende Arbeit vor, und jeder Verzicht auf 
äußerste Genauigkeit macht leicht die Resultate über- 
haupt illusorisch. Auch die von Kapteyn durchgeführte 
Bestimmung säkularer Parallaxen (vergl. Die Natur- 
wissenschaften, 9. Jahrg. Heft 5, S. 87, 1921) bedeutet 
keineswees eine Lasting unserer. Aufgabe. \ Wir er- 
halten een wohl Parallaxenwerte, die für eine 
große Anzahl von Sternen im Mittel zutreffen, die 
, aber über die Entfernung des einzelnen Sternes nur 
wenig aussagen. 
Wäre dagegen die absolute Helligkeit (Leuchtkraft) 
jedes Sterkes bekannt, so könnte man durch Ermitte- 
lung seiner scheinbaren Helligkeit an der Sphäre so- 
‚fort die räumliche Entfernung herleiten. Nun zeigen 
nach Untersuchungen von A. Kohlschütter und W. 8, 
Adams die Sterne verschiedener Spektralklassen ge- 
wisse Eigentümlichkeiten in der Helligkeit einzelner 
Spektrallinien, die einen unmittelbaren Schluß auf 
die absolute Helligkeit des betreffenden (einzelnen) 
Sternes zulassen. W. 8. Adams und A. H. Joy haben 
neuerdings (Contributions from tha Mount Wilson So- 
lar Observatory Nr. 142. Astrophysical Journal Vol. 
46, S. 313) durch Vergleich der spektroskopisch be- 
stimmten absoluten Helligkeiten mit den photometrisch 
hergeleiteten scheinbaren die Parallaxen („spektrosko- 
pische Parallaxen“) von 500 Sternen ermittelt. Nach 
neueren Angaben liegen sogar bereits die spektrosko- 
pischen Parallaxenwerte von 1800 Sternen vor. Der 
Vergleich mit den trigonometrischen Parallaxen. (die 
übrigens als Grundlage der Ermittelung des Zusam- 
menhanges zwischen spektralen Higentiimlichkeiten und 
absoluter Helligkeit dienten) ist recht befriedigend. 
So ist z. B. die spektroskopische Parallaxe von 611 
Cygni + 0”,288, von 61? Oygni = 707,802.) Im 
Mittel sind die spektroskopischen Parallaxen um 
+ 0,0037 größer als die trigonometrischen. Wir 
Für die Redaktion verantwortlich: 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. 8. Sek & Co. in Berlin sw 9. 
Astronomische Mitt 
nung finden, weil eine vor kurzem erschienene Arbeit 
Masse 
' fasser der genannten Arbeit haben diese Methode ‘auch 
‚spektroskopischen Parallaxen. 
getroffenen Annahmen nicht allzu weit von der Wir 
vorgerufenen Radialgeschwindigkeiten spektroskopisch > 










































g 
Stadium der ntkehing. Steh jodsueatie die Mög- 
lichkeit, rasch brauchbare Parallaxen für eine große 
Zahl von einzelnen- Sternen angeben zu können. 
Auch ein Zusammenhang zwischen der absoluten. 
Helligkeit eines Sternes und der Helligkeit in verschie 
denen, Teilen des kontinuierlichen Spektrums bei sonst 
gleichem Spektraltypus besteht möglicherweise und 
könnte zur Bestimmung der absoluten “Helligkeiten um d 
damit der Parallaxen führen, Doch bedürfen hier die 
beobachteten Erscheinungen noch weiterer Klärung‘ 
(vel. P, Guthnick, Physik der Fixsterne in „Kultur 
der Gegenwart“ III, III, 3. Astronomie, S, 397 ff.). 
Es wäre sicher von Wert, diese Untersuchungen auf 
Spektralbereiche jenseits der bisher benutzten Gebiete 
nach rot und violett hin auszudehnen. Ob a 
lich einmal der Einsteineffekt (Rotverschiebung d 
Spektrallinien) zu seiner. Möglichkeit _ führt, Sto 
parallaxen zu bestimmen’), ist ecg ewer he noch 
völlig‘ offene Frage. Sa 
Eine letzte Methode, auf anderem als triaoae 
trischem Weg für eine gewisse Gruppe von ‘Sterner De 
geniiherte Parallaxen herzuleiten, muß noch Erwäh- 

wichtige Ergebniese gebracht hat (J, Jackson und 
H. H. Furner, The Hypothetical Parallaxes of 556 Vice 
sual Double Stara: with a determination of the Velocity: 
and Direction of the Solar Motion. Monthly Notic es 
of the R. Astronomical Society, Vol. 81, Nr. 1). 1 
Für Doppelsterne besteht eine einfache "Beriekte g 
zwischen einzelnen Bahnelementen, der Gesamtmasse 
und der Parallaxe, so daß bei bekannter Bahn und — 
die Parallaxe unmittelbar herzuleiten ist). 
Nun sind nach unseren gegenwärtigen Kenntnissen die 
Massen der visuellen Doppelsterne sämtlich wenig von-' 
einander verschieden und für jede Komponente der 
‚Sonnenmasse ähnlich. Nimmt man deshalb — wie dies’ 
Jackson und Furner getan haben — die Gesamtmasse 
jedes Doppelsternpaares im Durchschnitt gleich — de | 
doppelten Sonnenmasse an, so erhält man aus der er- +e 
wähnten Beziehung Näherun&swerte der 'Parallaxen 
der visuellen Doppelsterne, Für 61 Cygni ist auf diese: 
Weise die Parallaxe + 0”,276 gefunden. Die Ver- 
für den Fall erweitert, daß keine gerechneten Bahn- 
bestimmungen der Doppelsterne vorliegen, wohl aber 
die relative Bewegung der beiden Komponenten be- 
kannt ist. Die in beiden Fällen hergeleiteten hypothe- 
tischen Parallaxen der Doppelsterne stimmen recht‘ 
gut mit den auf andere Weise gefundenen Wer on 
überein. Sie sind im Mittel um 0%;003 kleiner ale 
die trigonometrischen und um 0”,012 kleiner als 
Die Ergebnisse zeig 
daß die über die Massen der visueilen Doppelsterne ; 
= 
lichkeit abweichen. A, Kopff. 
25 ‚en Die Naturwissenschaften, (fe Jahrg., 1919, 
S. 
xe ae Parallaxen von einzelnen Doopklsiern si 
bekannten Bahnen lassen sich auch noch dann bestim-. 
men, wenn es gelingt, die durch die Bahnbewegung her-/5 
zu ermitteln. Man kennt dann absolute Werte der 
letzteren und kann sie zu den entsprechenden ‚Wert 
der scheinbaren Bahn an der Sphäre in Verbindu 
setzen. Doch beschränkt sich diese ae 4: 
Fälle mit kurzer Umlaufszeit. 
Dr. Arnold Berliner, Berlin W.9. 
