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führt zu einer überraschenden Erklärung der von der < auf 
Stellarstatistik  aufgedeckien  Strombewegung der Entfernungen von etwa 400 Sternweite 
Sterne. Die Rotationsbewegung ist nur eingeführt Schritt weiter läßt sich aber tun, wenn m 
worden, um eine Zentrifugalbeschleunigung zu erklären, Ss ee a (V erteilung 
über den Sinn der Rotation ist also nichts bestimmt 
worden. Werden beide Richtungen zugelassen, so folgt EN unver ändert gilt, und man le G 
daraus, daß an jeder Stelle des Systems, die weit genug aller Sterne bis zu einer möglichst dr 
von der Achse entfernt liegt, eine Gegeneinander- der Betrachtung unterwirft. W 
bewegung von Sternen (eine Strombewegung) mit ® (m) und der Verlauf der Ganimizanl Nass St wa 
39 km/sec. Geschwindigkeit beobachtet werden muß.  sendem am bekannt sind, kann die Sterndiehte an e 
Aus der Beobachtung ist in der Umgebung der Sonne _ Stelle des Raumes angegeben werden. ® (m) 
eine solche Strombewegung mit 40 km/sec. bekannt. als eine Gaußsche Fehlerkurve herausgestellt 
Wenn die Sonne weit genug von der Rotationsachse so gut auf beiden Seiten ihres Maximums bekannt 
entfernt ist, muß diese Übereinstimmung bestehen. sie als sicher angenommen werden kann; daß si 

















































Wenn außerdem das Gebiet der Sterne, deren Eigen- _ abhängig von der Entfernung überall eilt, bleibt 
bewegungen zur Kenntnis der Strombewegungen ge- eine Annahme. Die Grenze erhält die Bestimm 
führt haben, klein ist gegenüber dem Abstand vom  Sterndichte durch die Unsicherheit der Fı 
Zentrum, kann die Krümmung der Bahnen nicht be- Zurzeit kann die Zahl N as | 
merkt werden. Beide Bedingungen sind wahrscheinlich - werden bis m=14. Das Maximum der Kuren ‚lie 
erfüllt. aber vermutlich etwa bei m=25, es kann also - 
Die numerische Übereinstimmung der theoretischen einer sicheren Bestimmung der Kurye nicht die 
und der beobachteten Stromgeschwindigkeit ist wohl sein. Kapteyn schätzt ab daß mit Nm Na 
ein Zufall, die Unvollkommenheiten eines solchen ersten zu E ntfernungen von etwa 1200. Sternweiten — 
Versuches lassen eine so große Genauigkeit gar nicht  Dichtegesetz mit befriedigender Genauigkeit _ „(5 
erwarten. Es ist unnötig, auf diese Givollenmean: bestimmt werden kann. Mit den bald: er = 
heiten und Mängel hinzuweisen. Sie treten beim Stu- Werten N47 wird die Grenze bis zu etwa 3000 Stern- 
dium der Arbeit deutlich genug hervor und werden von weiten hinauszurücken sein. ch | 
Kapteyn auf ihre möglichen Konsequenzen hin be- Verbesserung läßt sich erzielen, wenn man den Diffe 
leuchtet. Mit Recht hebt aber Kapteyn hervor, daß tialquotienten dA (g)/dg verwendet, für den Kapte 
das wesentliche Resultat dieses Versuches überraschend eine Beziehung zu den Beobachtungsdaten in Aus- 
genug ist, um eine Wiederholung mit vollkommeneren sicht stellt. Bei gleichzeitiger Verwendung von Miz 
Unterlagen und eine zweite und dritte Näherung zu wird das Dichtegesetz A (9) dadurch überall beka 
rechtfertigen, x wo die Dichte A nicht en als. 1 [100 ‚der See 
Uber die Entfernung, bis zu der sich die Ver- in der Sonnenumgebung ist (A > Aj/100). k 
teilung der Sterne im Raume mit einiger Sicherheit Übersicht bietet die hier abgedruckte Tafel: a 
bestimmen läßt. In einer kritischen Arbeit!) unter- von Kapteyn und van Rhijn. Die Zahlen (Sternwe: 
suchen Kapteyn und van Rhijn die Frage, über wel- ohne Klammern sind jetzt. erreichbar, die ei 
ches Raumgebiet das jetzt und in der nächsten Zukunft  merten in nächster Zukunft . r 
zur Verfügung stehende Beobachtungsmaterial uns ine 23O———— — 
sichere Übersicht verschafft. Die Grenze dieses Be- a Galaklische Brei 
reichs liegt da, wo unzureichende Beobachtungsdaten in Methode 2 n° : no 
die Kapteynschen Untersuchungen über die Verteilung = 
der Sterne eintreten. Der Gang dieser Untersuchungen 1, Direkte Parallaxen- 
ist, ‚ganz kurz Dusoimmenseta bt: Die Sterne, deren bestimmung . . . : 
scheinbare Helligkeit m, Eigenbewegung w und Ent- Piralleielische = Res ale 
iernung g bekannt sind, werden nach zwei Argumenten, 
der scheinbaren Helligkeit und der Größe der Eigen- — 2 
bewegung, gruppiert. Für jede Gruppe mit einem mitt- 3. Pare ecicsene Be 2 
leren m und einem mittleren u wird das Mittel der ‚ wegung bis m = 13 (830) 
zugehörigen Parallaxen a (x reziprok zu 9) gebildet. 4 Parallaktische Bew. 





bo 
wegung bis m = 10 |. 320 
Durch Ausgleichung werden die Koeffizienten der bism = 10 u. Eigen- 
Gieichung: log xn = A + Bm + C log u beweg. bis u 0'',01 400 | =~ 8? 
bestimmt. Die Basis wird dadurch verbreitert, daß 5. Wie 4., dazu Nu nee 
für jedes Intervall von m als Mittelwert der Parallaxe big m = 14. . 1600 500 2 
die mittlere parallaktische Bewegung der Sterne dieser 2 6. Wie 4, dazu i Abi ; 
Größe eingeführt wird. Nachdem die Koeffizienten „is m meer (4000) 00). 
bestimmt sind, liefert die Gleichung für alle Sterne _ 
mit bekannter Eigenbewegung und scheinbarer Hellig- ee A (o)/de Be N REED 
keit einen Durchschnittswert der Entfernung. Durch — bis m = id re - 8009 ; 1000 
die scheinbare Helliekeit und die Entfernung - bestimmt se d A (e)/dg: und Nun 
sich die absolute Helligkeit, Auf diesem Weg führt  bism—=i17. . | 
die Kapteynsche Gruppierung zur Kenntnis der Zahl 
der Sterne jedes Intervalls der absoluten Helligkeit 
(Leuchtkraft) und zur Kenntnis der Zahl der Sterne 
in einer Kubiksternweite (Sterndichte, von der Ent- 
fernung abhängig). Wenn, noch die parallaktische Be- 
wegung der Sterne 10. Größe als ausreichend bekannt 
Oe 
den: um eine gute ‘Kents des < 
zu geben, das die Sonne umgibt, ı 
neueren, ee Kennzeichen ‘ben ti! 
1) Erin Journal 55, Nr. 3. — =a _ kommen. 



