

842 
der Farbenfehler des Objektivs zeigen, zur photo- 
graphischen Messung des Farbenindex dieser 
‚Sterne verwenden kann, wenn man den zentralen 
Teil des Objektivs durch einen Blendschirm ver- 
deckt. 
W. I. H. Moll aus Utrecht beschreibt an Hand 
von Lichtbildern sein neues Mikrophotometer und 
die mit diesem erhaltenen Registrierungen der 
Feinstruktur einzelner Spektrallinien in Spektro- 
grammen. Während Koch in seinem bekannten 
Mikrophotometer die Schwärzungen in einem 
Spektrogramm lichtelektrisch mit Photozelle und 
Elektrometer mißt, benutzt Moll zu diesem Zweck 
eine Thermosaule in Nerbindung mit einem Gal-: 
vanometer. 
L. S. Ornstein aus Utrecht erläutert an zahl- 
reichen Lichtbildern die in Utrecht mit dem vor- 
erwähnten Mikrophotometer angestellten Inten- 
sitätsmessungen in photographischen Spektren. 
E. Freundlich aus Potsdam beschreibt an 
Hand von Zeichnungen das auf dem Gelände des 
Astrophysikalischen Observatoriums in Potsdam 
im Bau begriffene Turmteleskop, dessen Turm, 
soeben im Rohbau vollendet, spater von den Teil- 
nehmern besichtigt wurde. Bekanntlich ist das 
Turmteleskop dazu bestimmt, das von einem 
groBen Cölostatenspiegel aufgefangene Licht der 
Sonne oder der Sterne einem unterirdischen phy- 
sikalisehen Laboratorium zuzuführen. In diesem 
thermokonstanten Raum soll in erster Linie die 
vielerörterte Frage endgültig entschieden werden, 
ob die Spektra der selbstleuchtenden Gestirne 
wirklich die von der Relativitätstheorie vorausge- 
sagte Rotverschiebung der Spektrallinien zeigen. 
II. Stellarastronomie. 
J.G. Hagen S. J. aus Rom?) hat am nächtlichen 
Himmelsuntergrund. Helligkeitsunterschiede be- 
obachtet und schließt daraus auf das Vorhanden- 
sein dunkler kosmischer Wolken, die besonders 
dicht am Pol der Milchstraße auftreten, dagegen 
in der Nachbarschaft von Sternhaufen fehlen. 
E. Freundlich teilt einen Bericht des Astro- 
nomen Th. J. J. See aus Mare Island, Califor- 
nien, mit, den dieser anläßlich der Tagung der 
Astronomischen Gesellschaft übersandt hat. See 
behandelt darin die Frage des Abstandes der 
fernsten Sterne der Milchstraße. 
E. H. ». Zeipel aus Upsala®) berichtet über seine 
statistischen Untersuchungen über die Massen 
der Fixsterne. Bekanntlich äußert sich die 
Masse eines Sterns durch seine Anziehung 
auf benachbarte Sterne. So war es schon früher 
möglich, aus der Bahnbewegung einiger Doppel- 
sterne die Massen ihrer Komponenten zu berech- 
nen. Aber auch in den Sternhaufen, von welchen 
manche mehrere Tausende von Sternen enthal- 
ten, wirken die verschiedenen Massen- aufein- 
5) Die Anfang Oktober ausgegebene „Jubiläums- 
nummer“ der „Astronomischen Nachrichten’ enthält 
bereits die Vorträge der Herren J. G. Hagen, E. H. 
vo: Zeipel und RB. Strömgren ihrem Hauptinhalt nach, 
lag aber leider bei Abfassung des obigen Berichtes 
noch nicht vor. Es sei besonders auf die dort ver- 
öffentlichten interessanten Figuren verwiesen. 
Birck u. E. v. d. Pahlen: Bericht über die intern. Astronomenversammlung. 
_reren Sterne mehr gegen das Zentrum des Ste 
-sentlichen allein durch die Anziehung der Ries 
schlossene Sternhaufen hält er für besonders g¢ 











































f Die Na 
wissenscha 
ander ein. Infolgedessen häufen sich die schwe 
haufens, während die leichteren Sterne weit 
verstreut sind, gerade so, wie in unserer E 
atmosphäre ein a Gas tiefer liegt 
ein leichteres. v. Zeipel geht nun von einem 
Analogie zur ie gebildeten mathem 
tischen Ansatz für das Verteilungsgesetz — 
Sterne in Sternhaufen aus . (,,Maxwellsche Ver 
teilung“) und findet diese Verteilung in den 1 
ihm untersuchten inneren Teilen des offe 
Sternhaufens Messier 37 vom Mittelpunkt bis zu 
etwa % seines Halbmessers bestätigt. Dabei er- 
gibt sich folgendes: Setzt man die durehschn 
liche Masse eines B- oder A-Sterns willkürlich 
gleich eins, so haben die G-Riesen durehschnitt- 
lich die Masse 2,15, die F-Zwerge 0,67, die G- 
Zwerge (vom Typus unserer Sonne): 0,36. Die 
gelben Riesensterne sind hier also sechsmal, die 
weißen Sterne (dagegen nur dreimal‘ so schwer 
wie unsere Sonne. „In der Sternenwelt herrscht 
dieselbe wundervolle Ordnung, wie in einer ; 
Molekülen aufgebauten Gasmenge. Die Sterne 
sind die Moleküle des Universums.“ 
An v. Zeipels Vortrag schließt Are: eine ein- 
gehende Aussprache: Freundlich bemerkt, daß die 
überwiegenden Massen, welche sich aus v. Zeipels 
Untersuchungen für die Riesensterne ergebe 
auch durch die Tatsache bestätigt zu wer 
scheinen, daß die roten Riesensterne sowohl 
merkbare Abplattung aufweist. 
hervorzugehen, daß das Gravitationsfeld des gan 
zen Systems kugelsymmetrisch und also im 
sterne bestimmt ist, daß dieser gegenüber also 
Anziehung der übrigen Sterne — trotz ihrer 
hundertfach größeren Anzahl — ganz zurü 
tritt. Im Zusammenhang damit berichtet Freunc 
lich über noch unveröffentlichte Untersuchunge 
die er zusammen mit Heiskanen aus Helsingf 
im Anschluß an Shapleys bekannte Arbeite 
den geschlossenen (,„kugelförmigen“) Sternhaufe 
Messier 3 und Messier 13 ausgeführt hat. 
eignet für derartige Untersuchungen, weil s 
in ihnen Zusammenstöße öfter als in offe 
Sternhaufen ereignen dürften, wodurch das 
standekommen' einer den Molekülen eines G 
vergleichbaren Sternverteilung begünstigt wi 
In ihnen haben sich für die. Riesensterne ni 
erheblich größere Massenwerte ergeben als 
v. Zeipel. te 
Eddington bemerkt hierzu, daß die von v. Ze 
pel festgestellte größere Konzentration der rote 
Sterne im Vergleich zu den weißen nicht not 
wendig in einer größeren Masse der roten Sterne 
begründet zu sein braucht, sondern vielleicht. mit 
der verschiedenen Leuchtkraft der roten : 
weißen Sterne zusammenhängen könnte. Auß 
dem könnten die Massen der einzelnen Sterne 
