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: re Re ononiischs Mittsiltngen. 
Die Massen der Doppelsterne. Aus den Bahn- 
; lementen und der Parallaxe eines Doppelsterns kann 
man die Gesamtmasse des Systems berechnen nach 
_ der Formel: = 
a = rea = d a3 
my, + M = pire 
eatin ist @ die halbe Achse der Bahn, gemessen in 
_ Bogensekunden, P die Periode eines Umlaufes, ge- 
messen in Jahren, x die Parallaxe, mı und ma die 
| Summe der Massen beider Komponenten in Einheiten 
der Sonnenmasse. Die starke Bereicherung unserer 
Kenntnisse der Parallaxen von Doppelsternen hat eine 
Reihe von Berechnungen dieser Art veranlaßt. Aitken 
‚gibt in seinem Buche: The binary stars (New York 
. 1918) eine Zusammenstellung von 14 Sternen, unter 
-ihnen die bekannten Systeme Sirius, Procyon, 
x: Centauri, 70 Ophiuchi, Krüger 60 usw. Die größte 
7 Masse (3,3) hat darin Sirius, die! kleinste (0,45) Krüger 60 
| und im Mittel ergibt sich 1,76. Inzwischen sind zwei 
neue, wesentlich umjangreichere Tabellen erschienen, 
von denen leider die eine durch KRechenfehler 
so entstellt .ist, daß sie vollkommen unbrauch- 
bar ist. Das Sproul Observatory hat speziell 
die Bestimmung der Entfernungen von Doppelsternen 
auf sein Programm gesetzt. in A. J. Nr. 807 teilen 
Miller und Pitman (The masses of visual binary stars) 
einiges über die Ergebnisse mit. Sie haben zunächst 
en Einfluß untersucht, den die Bahnbewegung auf die 
| Bestimmung der Parallaxe eventuell haben kann. Die 
fraglichen Doppelsterne erscheinen auf den photo- 
| graphischen Aufnahmen des benutzten Instrumentes 
nicht getrennt, das Auge vermag auch keine Asym- 
- metrie des Sternbildes zu erkennen. Trotzdem wäre 
es möglich, daß eine Verlagerung des Lichtschwer- 
_ punktes während der -Beobachtungsepochen durch die 
_ Bewegung der Komponenten einträte. Eine Berück- 
_ sichtigung dieses Umstandes in der Ausg. 'eichung ergab 
gegenüber deren Vernachlässigung in 9 Fällen eine 
Änderung der Parallaxe um 0”,000 bzw. 07,001, in 
~ einem Fall um 0”,002, in einem dritten um 0”,004, im 
letzten schließlich um 07,009. Im allgemeinen ist also 
der Einfluß verschwindend klein. Auch bezüglich der 
| Genauigkeit der Messungen ergab sich kein Unter- 
schied zwischen Doppelsternen und einfachen Sternen. 
Den größten Teil des Aufsatzes nimmt eine Tabelle 
~ yon 68 Sternen ein, deren Massen und absolute IHellig- 
keiten aus den bekannten Parallaxen abgeleitet wur- 
Dies ist die oben als völlig unbrauchbar bezeich- 
-nete Tabelle. Man überzeugt sich davon sofort, wenn 
man bedenkt, daß die mit zwei verschiedenen An- 
nahmen über die Parallaxen eines Doppelsternsystems 
(mund qw), gerechneten Massen (m und m’) der Be- 
ingung genügen müssen m/m’= (a’/n)®. In der ge- 
nannten Tabelle sind fast durchweg zwei Werte für. a 
ingenommen, indem die von Adams auf spektrosko- 
pischem _ Wege gefundenen Zahlen getrennt von den 
anderen aufgeführt werden. Infolgedessen sind auch 
e in Tabelle IL nach en Lou getrennten 
Mittelwerte falsch. ; 
Kine _ Zusammenstellung. ohne Kommentar gibt 
Meyermann. in den Astr. Nachr. Nr. 5175: Die Massen 
"vom 59 Doppelsternen. Er führt außer der Massen- 
mme ‚m + ma auch. jeweils die Einzelmassen an, 
die sich berechnen lassen, wenn bei der Untersuchung 
: Bahnbewegung auch das Massenverhältnis mı/ma 
ä eo tet wees. Die Mossensummen variieren von 






















ee 
V astronomiecho Mitteilungen. 


















0,5 bis 12,2 (bzw. 6,6, wenn man von @ 80 absieht, 
dessen Parallaxe sicher zu klein angenommen ist und 
von M, in einem späteren Aufsatze auch verdoppelt 
wird). Als Mittelwerte findet man: 
my + my = 2,6; m, = 1,4; m, = 1,2 
Diese Mittelwerte sind vermutlich noch etwas zu groß, 
denn bei genauerer Betrachtung der Tabelle sieht man 
leicht, daß die großen Werte von mı + ms fast durch- 
weg bei kleinen Parallaxen vorkommen. Da aber die 
Parallaxe mit der 3. Potenz in die Masse eingeht, be- 
wirkt eine kleine Änderung von x schon starke Ande- 
rungen der Masse. Von Sternen mit x > 0,075 hat 
nur einer eine Masse > 3,0, dagegen 13 eine solche 
< 3,0. Von Sternen mit m< 07,075 haben 16 ein 
my + ms > 3,0 und 29 ein mı + ma < 3,0, und es be- 
dürfte nur einer durchschnittlichen Vergrößerung der 
Parallaxen dieser 16 Sterne um etwa 20%, um alle 
Massen unter 3,0 herabzudrücken. 
In Astr. Nachr. Nr, 5180 untersucht Meyermann 
noch die Abhängigkeit der Geschwindigkeit der 
Sterne von ihrer Masse. Dazu benutzt er 48 der 
obigen Doppelsterne, deren Eigenbewegungen bekanut 
sind. .Getrennt nach großen und kleinen Massen findet 
(wegen Sonnenbewegung korrigiert): 
mittl. Masse 3,7: mittl. Geschw. 19,8 km/’see (19 Sterne) 
£ en, = 3 29,8, 5 Er) 
Von 15 Sternen kennt man auch die Radialbewegung 
und kann damit die Totalgeschwindigkeit berechnen. 
Es findet sich: 
mittl, Masse 4,0: mittl. Totalgeschw. 23,5 km sek (8 Sterne) 
> ‘he ee 5 Botte i SC wd 
Die Abhingigkeit der Massen vom Spektraltypus gibt 
sich in den folgenden Zahlen für die mittleren Massen 
der einzelnen Typen zu erkennen: 
A250 K:.0,7 
ees M: 0,4 
Gas 
Die Entfernung der Magellanschen Wolke. In 
Harvard Bulletin 775 teilt Shapley eine Liste von 
sieben schwachen Nebeln mit, die auf Grund von 
Aufnahmien mit dem Bruce-Teleskop in Arequipa als 
kugelf6rmige Sternhaufen, erkannt wurden. Die 
scheinbaren Durchmesser dieser Haufen betragen 
nur 17,1 bis 2,6. Im Rahmen der Shapleyschen Ar- 
beiten über die Kugelhaufen ist es möglich, auf Grund 
dieser scheinbaren Durchmesser genäherte Werte für 
die Entfernungen abzuleiten. Dazu benutzt Shapley 
fünf der neu entdeckten Haufen, die eng beisammen 
im nördlichen Teile der Magellanschen Wolke liegen 
und von ihm als Teile dieser Wolke betrachtet wer- 
den. Bei einem mittleren scheinbaren Durchmesser 
von 17,8 ‚ergibt sich dann eine Parallaxe von 
07,000 029, entsprechend einer Entiernung von 110 000 
Lichtjahren. Der gesamte scheinbare Durchmesser der 
Magellanschen Wolke beträgt 7% °, woraus sich mit 
obiger Entfernung ein wahrer Durchmesser von 
15 000 Lichtjahren errechnet. Die Magellansche Wolke 
wäre demnach ein Bestandteil des größeren galakti- 
schen Systems im Sinne Shapleys und dem bisher als 
„Milchstraßensystem‘“ bezeichneten Gebilde — dessen 
größter Durchmesser von der Ordnung 20- bis 30 000 
Liehtjahre ist — koordiniert. Ob aber Shapleys 
Schlußfolgerung, daß „aus dem angegebenen Werte 
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