
















































| einem: Seen hreifen wesentlich a sein als im 
allgemeinen Milchstraßensystem. 
- Einstein knüpft an eine Bemerkung von v. 
Zeipel an, daß die großen Geschwindigkeiten, 
welche Sterne von kleiner Masse bei zufälliger 
Annäherung an Sterne großer Masse erhalten 
können, ein Herausfliegen der kleinen Sterne aus 
‘dem Sternhaufen begünstigen, so daß die An- 
fi 1ahme einer Maxwellschen Verteilung nicht über- 
all erfüllt zu sein braucht. Er schlägt deshalb 
Evor,. die Untersuchung für die inneren und für 
‘die äußeren Teile eines Sternhaufens gesondert 
durchzuführen. Hierzu bemerkt v. Zeipel, daß 
in seinem Falle die Untersuchung der äußeren 
Teile des Sternhaufens zu schwierig gewesen 
“wire; Freundlich teilt mit, daß sich seine Unter- 
- suchungen an kugelförmigen Sternhaufen gerade 
auf die äußeren Teile derselben beziehen, da in 
B ten innersten Teilen wegen der großen Stern- 
| fille eine Messung der Farbenindizes und daher 
eine Klassifikation der einzelnen Sterne nach der 
| Farbe nicht möglich war. Die Verteilung der 
‚äußeren Sterne ergab sich als eine Maxwellsche. 
vw. Zeipel bemerkt noch, daß sich seine Unter- 
- suchungen von der Mitte des Sternhaufens bis 
| dorthin erstrecken, wo die Verteilungsdichte der 
"Sterne zehnmal geringer als in der Mitte ist, und 
‚daß er in diesem ganzen Gebiet das Maxwellsche 
‘Verteilungsgesetz bestätigt fand. 
- Einstein sieht hiermit die Gültigkeit der Max- 
wellschen Verteilung für die untersuchten Stern- 
ufen als gesichert an und' knüpft daran einen 
Ausblick auf die Errechnung einer unteren 
Grenze für das Alter dieser Sternhaufen. Hier- 
mit schließt die ertragreiche Diskussion des 
-y. Zeipelschen Vortrages. 
S. Oppenheim aus Wien berichtet über neue 
Ergebnisse seiner statistischen Untersuchungen 
über die Bewegung und die Verteilung der Fix- 
sterne. Sein Grundgedanke ist bekanntlich fol- 
gende Analogie: Wenn man die momentanen von 
der Erde aus gesehenen Eigenbewegungen der 
_ kleinen Planeten an der Himmelskugel durch ein 
dreiachsiges Geschwindigkeitsellipsoid möglichst 
gut darzustellen sucht, dann ergibt die Rechnung, 
‘daß von den drei Achsen dieses Ellipsoids die 
“eine nach dem momentanen „Apex der Erde“ (in 
ihrem jährlichen Umlauf um die Sonne) zeigt, 
die zweite nach der Sonne, also nach dem Mittel- 
"punkt des Planetensystems, gerichtet ist, die 
dritte zur Ekliptik und daher auch zur Ebene 
der Planetenbewegungen senkrecht steht. Ent- 
sprechend sucht Oppenheim ein Geschwindigkeits- 
| ellipsoid, das die beobachteten Eigenbewegungen 
| der Fixsterne möglichst gut darstellt. Das Be- 
sondere bei Oppenheim gegenüber bekannten Ar- 
‚beiten Charliers und seiner Schüler ist, daß er 
die nördliche und die südliche galaktische Halb- 
Kugel | gesondert behandelt. Dabei erhält er also 
‚wei Geschwindigkeitsellipsoide, je eines für jede 
Halbkugel. Merkwürdigerweise ergibt sich dabei 
ein ausgesprochener Unterschied zwischen den 
ai 
beiden Ellipsoiden: Zwar stimmen sie, wie zu er- 
warten, in den Achsenrichtungen überein, und 
die längste Achse zeigt beidemal nach dem Apex 
der Sonne. Dagegen steht die kleinste Achse des 
einen Ellipsoids auf der kleinsten Achse des an- 
deren senkrecht. 
Einen entsprechenden charakteristischen Un- 
terschied zwischen beiden galaktischen Hemi- 
sphären findet Oppenheim auch in der Verteilung 
der Sterne. Er entwickelt für eine. Reihe galak- 
tischer Zonen die aus direkten Abzählungen der 
Sterne am Himmel erhaltenen Häufigkeitszahlen 
N der Sterne als Funktionen der galaktischen 
Länge ! in eine trigonometrische Reihe: 
N=™+ >, aj: cos 1: l—L;) 
bis zu Gliedern fünfter Ordnung. Dabei ergibt 
sich zwar in den Gliedern von ungerader Ordnung 
für beide Hemisphären übereinstimmend': 
= Ls = L's 300% 
dagegen ein entgegengesetztes Verhalten beider 
Hemisphären in den Gliedern gerader Ordnung, 
nämlich: 
Iz= 70° für die eine, 
La = 250° = 70° + 180° für die andere galak- 
tische Hemisphäre; 
a, ergibt sich für beide Hemisphären gleich Null, 
so daß das Glied vierter Ordnung überhaupt weg- 
fällt. Diese Ergebnisse lassen sich eigentlich 
noch nicht deuten, doch vermutet Oppenheim, 
daß sie mit einer Gabelung des Milchstraßen- 
systems in zwei Spiralarme zusammenhängen 
könnten. 
III. Theoretisches. 
a) Oberflächengestalt der Erde: A. Prey aus 
Prag bespricht eine Entwicklung der Höhen- und 
Tiefenverhältnisse der Erde nach Kugelfunktionen 
bis zur sechzehnten Ordnung, die diese Verhält- 
nisse mit großer Genauigkeit darstellt und bei 
entsprechenden Problemen als Rechnungsunter- 
lage wertvoll sein kann. 
b) Himmelsmechanik: E. Strémgren aus 
Kopenhagen?) spricht an Hand von Lichtbildern 
über die periodischen Lösungen, die er in einem 
Beispiel des allgemeinen Dreikörperproblems der 
Himmelsmechanik gefunden hat, bei dem die 
Massen der drei Körper und ihre gegenseitigen 
Abstände als von gleicher Größenordnung voraus- 
gesetzt werden. Der. besondere Wert seiner Er- 
gebnisse liegt darin, daß sie über die verschiede- 
Lösungen | 
nen Klassen möglicher periodischer 
eine erschöpfende Übersicht gewähren. Als 
Grenzfälle periodischer Bahnen treten, ähnlich 
wie in Poincarés probleme restreint?), Be 
tionsbahnen“ auf. 
K. Bohlin aus Stockholm veranschaulicht in — 
Lichtbildern die in einem Beispiel ides allgemei- 
nen Dreikérperproblems von ihm durch jahre- — 
lange wirkliche Durchreehnung ermittelten ver- 
wickelten Bewegungsvorgänge. : 
c) Relativitätstheorie: E. Wiechert aus Göt- 
tinigen "berichtet, daß man auf elektrodynamischer 
Grundlage zu Ansätzen für die Lichtablenkung 
109 


CR 
Vio 
