

Er Der große Unterschied auch der physikalischen 
Konstanten dieser beiden Modifikationen ist be- 
merkenswert und läßt es vollkommen ausgeschlossen 
erscheinen, daß etwa eine dritte Sauerstoffmodi- 
fikation (z. B. Oxozon, 0,) mit dem Ozon ähnlichen 
physikalischen Eigenschaften existieren könnte, Die 
Bildung eines solchen Stoffes würde also einem auf- 
merksamen Beobachter nicht entgehen. Aber obwohl 
wir auch unter den Bedingungen arbeiteten, unter 
denen sich Oxozon bilden soll, konnten wir bisher keine 
_ Anzeichen für seine Entstehung. finden. 
Berlin, den 2, April 1922, 
EB. H. Riesenfeld und G. M. Schwab, 
Astronomische Mitteilungen. 
Die Beziehung zwischen der absoluten Helligkeit 
von Fixsternen und deren räumlicher Geschwindigkeit 
ist von W. S. Adams, @. Strömberg und A. H. Joy von 
neuem untersucht worden. (The relationship of abso- 
lute magnitude to space velocity. Contributions from 
- the Mt. Wilson Observatory Nr. 210 und Astrophysical 
Journal Vol. 54, S. 9, 1921.) Infolge der zahlreichen 
auf spektroskopischem Wege erhaltenen Sternparal- 
- Jaxen!) konnten der Untersuchung 1350 Sterne vom 
ee coriitypas F,G, K und M zugrunde gelegt, und da- 
durch die Ergebnisse früherer ähnlicher Untersuchun- 
gen bestätigt “und erweitert werden. Durchweg zeigen 
die absolut hellsten Sterne die kleinste Beaschoindih: 
keit, und zwar gilt dies sowohl für die räumliche Ge- 
~ schwindigkeit überhaupt, als auch für die tangentiale 
und radiale Geschwindigkeit getrennt. Das arithme- 
tische Mittel der iisdlichen Geschwindigkeiten beträgt 
bei den Sternen der absoluten Größe —2 (bezogen auf 
eine Parallaxe von 0,”1 als Entfernungseinheit) für 
alle Spektralklassen zusammen 22 km pro Sekunde; 
für Sterne der absoluten Größe 10 steigt dieser 
Wert auf 75 km an. Trennt man die Geschwindie- 
x keiten nach einzelnen Spektralklassen, so ergibt sich 
bei den helleren Sternen eine geringe Zunahme von 
 F bis M. Für die schwächsten Sterne, die den Zwerg- 
- «sternen der Klassen K und M zugehören, ist die Ge- 
_ schwindigkeitszunahme mit abnehmender Helligkeit 






 obachteten Geschwindigkeiten auch durch einen kon- 
__ stanten Wert darstellen. 
Die räumliche, von der Sonnenbewegung befreite Ge- 
schwindigkeit der Sterne zeigt keine Bevorzugung 
_ irgendeiner Richtung. Untersucht man die prozen- 
tuale Häufigkeit verschieden großer Geschwindigkeiteir 
für die einzelnen Spektralklassen, so folgt, daß große 
 Geschwindigkeiten weit häufiger vorkommen, als nach 
dem für Gasmoleküle geltenden Maxwellschen Vertei- 
 lungsgesetz der Geschwindigkeiten zu erwarten wäre. 

Doeh läßt sich aus den Beobachtungen .ein mathe- ' 
matisch ähnliches Gesetz herleiten, in welches an Stelle 
der Geschwindigkeit deren Logarithmus tritt. 
Zweifellos haben wir es bei: diesen Ergebnissen mit 
sehr wichtigen, empirisch gefundenen Gesetzmäßigkei- 
ten zu tun, für deren Deutung uns heute allerdings 
- noch der Schlüssel fehlt. Höchstens können wir an- 
nehmen, daß innerhalb derselben Spektralklasse und 
desselben Spektralcharakters die absolut helleren 
"Sterne auch die größere Masse besitzen. Danach hätten 
also für die untersuchten Spektralklassen die Sterne 
_ größerer Masse eine kleinere ER als solche 
kleinerer Masse. : 
MD 
~ 4) Vgl. „Die Naturwissenschaften“, 9. eh 1921, 
8 598. 


stronomische Mitteilungen. 
weniger deutlich ausgeprägt; hier kann man die be- 
471 

Das lokale System und die Sterne der Spektral- 
klasse A. Nach früheren Arbeiten H. Shapleys sind 
die hellen Sterne vom Spektraltypus B, die eine Häufung 
gegen die Milchstraße hin zeigen, nicht symmetrisch zur 
Ebene der Milchstraße selbst, sondern symmetrisch zu 
einer um etwa 12° dagegen geneigten Ebene angeord- 
net. Shapley schloß hieraus, daß die der Sonne näch- 
sten Sterne einen in sich abgicschlossenen Sternhaufen 
bilden, der in das allgemeine galaktische System ein- 
geordnet ist, und dessen Symmetrieebene nicht völlig 
mit der galaktischen Ebene zusammenfällt?). 7. Shapley 
dehnt nun gemeinsam mit Annie A. Cannon diese Unter- 
suchung auch auf die frühen Gruppen der Spektral- 
klasse A aus. (The local system and stars of class A. 
Harvard College Observatory Circular 229.) Die hier- 
bei benutzten 2450 hellen Sterne, für deren untere 
Grenze die scheinbare Größe 6,5 gewählt wurde, sind 
symmetrisch zu einer Ebene angeordnet, welche gegen 
die Milchstraßenebene um etwa -5° geneigt ist. Der 
Neigungswinkel ist hier also kleiner als bei den B- 
Sternen. ° Man kann jedoch die hellen A-Sterne in 
zwei Gruppen teilen, von denen die eine dieselbe Sym- 
metrieebene wie die B-Sterne besitzt, die andere sym- 
metrisch zur galaktischen Ebene liegt. Die schwächeren 
A-Sterne (vom Typus Ao) sind, wie Shapley erwähnt, 
sämtlich symmetrisch zur galaktischen Hauptebene 
geordnet. 
Diese Untersuchung scheint das Vorhandensein 
einer begrenzten Sternwolke in der Nähe der Sonne zu 
bestätigen, zu welcher außer den hellen B-Sternen auch 
ein Teil der hellen A-Sterne zu rechnen wäre, Die 
übrigen A-Sterne würden dem allgemeinen System an- 
gehören. Doch ist die Trennung der hellen A-Sterne 
in zwei Gruppen nicht recht befriedigend. Wir müssen 
wohl erst die Ergebnisse, welche die Bearbeitung der 
übrigen Spektralklassen liefern wird, abwarten, bevor 
weitere Schlüsse gezogen werden können, 
A. Kopff. 
Kosmische Absorption und Dispersion des Lichtes. 
Durch die neueren Untersuchungen über kugelförmige 
Sternhaufen ist auch über die Existenz einer Absorption 
und Dispersion des Lichtes im Weltenraum entschieden 
worden. In; Anbetracht der außerordentlich weitreichen- 
den Bedeutung, die diese Frage sowohl für die Deutung 
individueller Erscheinungen wie für die Erforschung der 
Ausdehnung und der Struktur unseres Sternsystems 
hat, ist ihr bereits seit längerer Zeit viel Aufmerksam- 
keit gewidmet worden. Merkwürdigerweise sind die 
neuen negativen Resultate gerade durch die Methoden 
erreicht worden, die im Anfang zu der Vermutung ge- 
führt hatten, daß eine geringe, aber merkliche Absorp- 
tion vorhanden sei. Der Absorption ist durch Beob- 
achtung nicht beizukommen, deshalb richten sich alle 
Versuche darauf, die mit der Absorption verbundene 
Dispersion aufzudecken. Wenn die Dispersion in dem- 
selben Sinne wirkt, wie es in materiellen Medien der 
Fall ist, dann ist bei jeder den Raum durchziehenden 
Strahlung ein Voreilen der langwelligen Strahlung zu 
erwarten. Daraus würde folgen, daß jedes momentane 
Ereignis im Weltenraum uns durch langwellige Strahlen 
um einen geringen Zeitbetrag früher bekannt wird als 
durch kurzwellige Strahlen. Diese Überlegung hat man 
benutzt, um zu einem Kriterium für die Existenz einer 
Lichtabsorption zu kommen. Anfangs dachte man z. B. 
daran, daß auf diese Weise ja beim Eintritt einies Ju- 
° pitermondes in den Schatten des Jupiter im letzten 
Moment vor dem Verschwinden nur blaues Licht übrig 
2) Vgl. „Die Naturwissenschaften“, 9. Jahrg., 1921, 
S. 224. 





