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ander entgegengesetzt sein, da die relative Be- 
wegung der beiden Ströme das einzig Wirkliche 
ist. Nur weil unser Sonnensystem sich auch in 
bezug auf diesen Schwerpunkt bewegt, erscheinen 
die Ströme in bezug auf uns nicht entgegenge- 
setzt und ihre Konvergenzpunkte (von Kapteyn 
„vertices“ genannt) 140° statt 180° voneinander 
entfernt. Man kann also aus den scheinbaren 
Konvergenzpunkten sowohl die Sonnenbewegung 
wie auch die wirkliche Stromrichtung und die 
wirklichen Vertices finden; für letztere ergab 
sich RA 91° Decl. + 13° und der dem gegenüber- 
liegende Punkt des Himmels RA 271° Decl. — 13°. 
Diese Entdeckung, die Eddington neulich 
unter den sechs wichtigsten Fortschritten der 
Astronomie seit einem Jahrhundert aufzählte, 
löste mit einem Schlage die vielen Schwierig- 
keiten‘ und Widersprüche, die früher bei dem 
Studium der Eigenbewegungen und der Sonnen- 
bewegung hervorgetreten waren. Die Tatsache 
selbst, das Vorherrschen zweier bestimmter Strom- 
richtungen, war, einmal erkannt, leicht überall 
wiederzufinden. Bald wurde sie von Eddington 
und Dyson 1907—1911 in einer Reihe schöner 
Untersuchungen an anderen  Beobachtungs- 
materialien, namentlich schwacher Sterne, be- 
stätigt. Schwarzschild wies 1907 nach, daß man 
die Bevorzugung zweier Bewegungsrichtungen 
gleich gut durch eine ellipsoidische Verteilung der © 
Geschwindigkeiten oder durch zwei unabhängige 
Ströme darstellen könne. Kapteyn hielt aber an 
dem Gedanken zweier Ströme fest und arbeitete 
die Hypothese aus, daß durch die gegenseitige 
Durchdringung zweier ursprünglich getrennter 
Haufen unser Sternsystem entstanden sei. Da 
sowohl die Vertexrichtung wie die Bewegungsrich- 
tung kleinerer sich zusammenbewegender Haufen 
(Sterntrifte, wie die Bärensterne, die Hyaden, die 
Perseusgruppe) alle in der Ebene der Milchstraße 
liegen, sprach er die Vermutung aus, daß die 
Ausbreitung unseres Sternsystems in der galak- 
tischen Ebene in diesen Stromrichtungen ihre Ur- 
sache findet. 
Mit dieser Entdeckung der Sternströme waren 
nun die Geheimnisse der Sternbewegungen keines- 
wegs gelöst; im Gegenteil, die Erscheinung zeigte 
sich allmählich .verwickelter, als anfangs ge- 
dacht war, und neue Probleme tauchten auf. Die 
verschiedenen Spektraltypen verteilten sich un- 
gleichmäßig auf die beiden Ströme: der zweite 
Strom enthält relativ weniger Sterne des ersten 
Typus und fast keine Heliumsterne. Die Ziel- 
punkte, die Vertices, sind für die verschiedenen 
Spektralklassen etwas verschieden; ihre galak- 
tische Länge ist um so größer, um so jünger der 
Typus. Und schließlich zeigte sich, daß die zu- 
fälligen pekuliären Bewegungen, die nach Abzug 
der Strombewegung übrigbleiben, um so kleiner 
werden, um so jünger der Typus. Für Helium- 
sterne sind die Abweichungen von einer wirk- 
lichen Parallelität der Bewegung schon sehr ge- 
ring. Kapteyn benutzte‘ 1916—1917 diese Eigen- 
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schaft (in ähnlicher Weise, wie es bei den Stern-_ 
triften schon oft geschehen war), um mittels der 
radialen Geschwindigkeit die 
individuellen 
Parallaxen der Heliumsterne (um 07,008) und des. 
damit zusammenhängenden Orionnebels zu be- 
Er wies darauf hin, daß eine Berech- 
stimmen. 
nung der Entfernung mittels der Annahme, daß 
die ganze beobachtete Bewegung Strombewegung 
sei, zwar keine genau richtigen, aber doch ange- a 
näherte Parallaxen gibt, deren Fehler sogar bei 4 
den anderen Sterntypen noch gering genug sind, ~ 
um für manche Untersuchungen brauchbar zu 
sein. 
SETS 
Bei jeder seiner Untersuchungen bestand die | 
Arbeitsweise Kapteyns darin, bei der Anwendung = § 
einer von ihm erdachten Methode das vorhandene _ 
Material bis zum Äußersten auszunutzen, aber 
dadurch zugleich die Mangelhaftigkeit dieses Ma- 
terials nachzuweisen und die Notwendigkeit 
seiner Erweiterung durch neue Beobachtungen 
So bei den Parallaxen, den Eigen-. 
Bisweilen 
zu zeigen. 
bewegungen, den Sternzählungen. 
machte er auch Vorschläge zu Beobachtungs- 
programmen, die zwar nicht die Kräfte der da- §f 
maligen Astronomie überstiegen, aber doch zu 
umfangreich waren, um die meist mit eigenen 
Arbeiten beschäftigten Astronomen zur Ausfüh- ~§ 
Die Schwierigkeit lag vor allem. - 
in der gewaltigen Zunahme der zu beobachtenden _ 
sobald man zu schwächeren Sternen 
rung zu reizen. 
Objekte, 
übergeht. Von 800000 Sternen bis zur 9. oder 
10. Größe waren der ungefähre Ort und die un- # 
gefahre Größe bekannt; ihre Eigenbewegung, 
Parallaxe, Spektrum, radiale Geschwindigkeit zu 
bestimmen, würde die Kräfte einer Anzahl Stern- 
warten mehrere Jahrzehnte in Anspruch nehmen. 
Und dann war man bloß bis zur 10. Größe ge- 
kommen; wie sollte es erst werden, wenn man 
die 10 Millionen Sterne bis zur 14. Größe in 
dieser Weise behandeln wollte? Beschränkung 
war daher notwendige. 
wahl mußte also getroffen werden; aber bei einer 
Auswahl war immer die Gefahr, 
völlig mit der Gesamtmasse 
dadurch genügt werden, daß statt des ganzen 
Himmels eine Anzahl kleiner Gebiete untersucht 
würden, die geometrisch-regelmäßig verteilt sind. 
Dieser Plan wuchs zuerst auf als Programm 
für die Arbeiten des Groninger Laboratoriums, — 
als Programm für die Aufnahmen, die von — 
anderen Sternwarten erbeten und in Groningen 
vermessen werden sollten, um als Material zum — 
Studium der Weltstruktur zu dienen. Aber in- 
dem das Programm mit seinen Zielen wuchs, — 
ns 
Es war auch keineswegs ff 
nötig, alle 10 Millionen zu untersuchen; hätte 
man die Data für ein Hundertstel dieser Zahl, - 
so wäre uns genau so gut geholfen. Eine Aus- — 
daß das be- 
schränkte Material durch die Art der Wahl nicht — 
übereinstimmte. 
Eine Auswahl war nötig, die keine Auswahl war 
und völlie den Zufall walten ließ; dem konnte 4 

