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Arno = 180,18 
Re 
MoV UM = 607',02 
und man erhält daraus folgende einander wechselseitig 
entsprechenden Werte (aus 5 und 15 "zusammen- 
gezogen und gekürzt): 
A fey 1/M 
20,47 8,802 327 990 
50 789 329 440 
52 781 330.410 
54 772 ~ 831 380 
Die oben angeführten Werte fügen sich in keiner Weise 
dieser Tabelle ein. Bauschinger schlägt (Art. 25) den 
Kompromiß vor: 
A’= 20"52, May = 8,182, (1/31 = 330200. 
Die übrigen Artikel behandeln vor allem die Kon- 
stanten ae Präzession und Nutation und der astro: 
nomischen Zeitzählung. : 
Der dem Mond gewidmete nächste Abschnitt gibt 
schon rein äußerlich durch die sich häufenden For- 
meln und Zahlen und Namen bekannter Astronomen 
eine Vorstellung von den Schwierigkeiten, welche die 
theoretische Behandlung dieses uns nächsten Himmels- 
körpers mit sich bringt. Die Mondparallaxe (bei der 
Ableitung des endgültigen Wertes wird ein von 
Battermann angegebener Erdradius benutzt!), die so- 
genannte parallaktische Ungleichhieit, die Elemente der 
Mondbahn und die verschiedenen Störungsglieder der 
Mondbewegung füllen die Artikel 17 bis 19, während 
in 20 die Mondmasse abgeleitet wird auf Grund der 
Sonnenparallaxe 8,806, in Widerspruch mit dem 
obigen Kompromiß. Sie findet sich zu 1/(81,53 + 0,08) 
in Teilen der Erdmasse. 
Zum Schluß kommen dann die Planeten an die 
Reihe (Art. 21 bis 26), in erster Linie deren Massen. 
Hier macht Bauschinger den interessanten Versuch, 
unter Anerkennung der von Einstein angegebenen 
theoretischen Zusatzglieder für die Perihelbewegungen 
der vier inneren Planeten für diese ein einheitliches 
System von Massen aus den Säkularvariationen ab- 
zuleiten. Die Darstellung der empirischen Glieder 
Newcombs ist sehr gut, aber die resultierende Erd- 
masse 1/331 836 steht „in unüberbrückbarem © Wider- 
spruch“ mit den sonstigen Bestimmungen und dem 
genannten Kompromiß. Im übrigen ist in der Tabelle 
auf 8. 887 ein kleines Versehen unterlaufen. In der 
Spalte A muß es bei Merkur statt 0,000 20626 heißen 
0,000 16300. Für die äußeren Planeten ist in Art. 26 
nur eine Zusammenstellung der wichtigsten Bestim- 
mungen ihrer Masse aus neuerer „Zeit gegeben, die 
man. gerne durch einige Werte vermehrt und durch 
den Versuch, ein wahrscheinlichstes System abzuleiten, 
gekrönt sähe, H. Kienle. 
Die Sterne vom 4. Secchischen Typus (C. Luplau- 
Janssen und. G. Haarh, Astron. Nachr. 214, 383). 
Neben der gut bekannten Serie der Spektraltypen von 
den weißen zu’ den roten Sternen- [in der Harvard- 
Klassifizierung OBAFGKM, bei 
Typus], die eine fortlaufende Reihe mit allen mög- 
lichen Übergängen zeigen, existieren noch eine kleine 
Anzahl meist schwacher Sterne, die gänzlich außer- 
halb dieser Serie liegen. Es sind dies die Kohlen- 
sterne oder der IV. Secchische Typus. 


Herausgeber und verantwortlicher Sch Schriftleiter: Dr. Arnold Berliner, Berlin w 9. ; 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9, — Druck von H.S. Hermann & Co. in Berlin sw 19 = 
Astronomische Mitteilungen. = 
B -Ellipsoids gleichgesetzt, das andere Mal die von 
Ein drittes Mal werden die Eigenbewegungen zug 
lung zeigen, war nur die Bemutzung der. Eigenbe 
Seecht =1., IT. SI. 
- tersuchung kann man das ‚gleiche herauslesen. 
Sie zeigen 




























































nämlich neben zahlreichen Metallinien, 2. B von 
Fe, K u. a. die Absorptionsbanden des Kohlen 
oxyds und des Cyans. Sie zerfallen, obwohl einig 
Übergänge vorhanden sind, zwanglos in zwei Klassen 
die mit N und R bezeichnet werden. Während die N 
Sterne tietrot sind und die Energieverteilung im Spek- 
trum der Temperatur von etwa 2000° entspricht, | 
3 a on 
ie Il. Typus (gelbe Sterne) unterscheidet. Hit 
weiterer Unterschied besteht darin, daß die N Stern 
stark nach der Milchstraße konzentriert ‚sind, die 
R-Sterne dagegen gar nicht. N und R besitzen sehr 
kleine Bigenbewegung. Ein Versuch von. cae 7 

EEE absolute Sterngröße von — 
= 0m,0) mit recht großer Unsicherheit. 
Die obengenannten Verfasser haben sich zur "Aa 
gabe gemacht, Distanzen und räumliche Verteilu 
dieser Sterne näher zu untersuchen. Es lagen 1 
vom Typus N und ’'61 vom Typus R vor. Beide SE 
wurden ‚getrennt untersucht. 

-Es wird (in Ermangelung a 
nisse) a daß alle ea „eines ee 
die MilchstraBenebene, d. h. ein stark ee ai 
Ellipsoid. Nun wird dies Ellipsoid in das von Char- 
lier für die B-Sterne (Heliumsterne) gefundene 
ähnliche Ellipsoid einfach eingepaßt. Das eine 
wird die nach dem galaktischen Pol gerichtete Koo: 
dinate des N-Ellipsoids der entsprechenden ‚Größe C 
Sonne nach dem Schwerpunkt der beiden Systeme 
richteten Strecken. Es ergaben sich R=25,7 bai 4 
15,9 Parsek, wobei R die Entfernung ist, von der aus 
der Normal-N-Stern unter der Größe 0" ,0 erschienc 

gelegt und es ergibt sich R=13,7 Parsek. Die 
einstimmüng ist auffallend gut und dem "Mit 
R= 18,4 Parsek entspricht die Parallaxe 0”,04, 
absolute Helligkeit ergibe sich dann zu M= 
d. i. das etwa 300fache der Sonnenhelligkeit. — 
Für die R-Sterne, die eine völlig 

kugelige. Ver 
gungen angängig. Hier ergab sich ee. und 
M=—5,0, d. h. 100fache Sonnenhelligkeit. | fs 
Soviel scheint gesichert, daß diese Siorhe- Giga 
ten sind, Ob das Einfügen in den Haufen der B-Ster 
berechtigt ist, läßt sich nicht sagen, solange © 
nicht wissen, wohin diese See in ae Ent: ic 
erteilen wie Rufis und Curtiß en 
sie eine völlig era nner ee, Klasse. darstellen. 
liche Abweichung des Poles der N-Sterne von. 
der Milchstraße, und auch aus der vorliegenden 
Radialgeschwindigkeiten sind nur wenige 
kannt und sie ‚scheinen mit Be SR 
Fehlern behaftet ZU: BEIN. = eee 
tte SR, Pe ‘Bot 




