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' km/sec umgerechnet: 4,74 

1064 ae Astronomische Mitteilungen. 
für die Entfernung folgt, daß in der Großen Magellan- 
schen Wolke eine große Anzahl von Sternen mit abso- 
luten Helligkeiten größer als —5 vorhanden. sind“, 
von den Gegnern seiner Anschauungen nicht gerade 
umgekehrt dahin ausgelegt wird, daß eben die ge- 
fundenen Entfernungen zu groß sind? 
Die Reduktion der trigonometrisch beobachteten 
relativen Parallaxen auf absolute Parallaxen erfordert 
die Kenntnis der mittleren Parallaxen der Vergleichs- 
sterne, In den photographischen Parallaxenbestim- 
mungen der letzten Jahre an den amerikanischen 
Sternwarten wurden Vergleichssterne von etwa 9. bis 
10. Größe gewählt (mit Ausnahme der Arbeiten van 
Maanens, der bis zur 13. Größe geht) und als mittlere 
Parallaxen dieser Sterne Werte zwischen 07,003 und 
0”,005 angesetzt. Burns versucht in einem Aufsatz 
„On mean relative and absolute parallaxes“ (Proce. 
Am. Phil. Soc. LX, Nr. 4) auf anderem als dem ge- 
wöhnlich eingeschlagenen Wege, zu zuverlässigen Wer- 
ten für diese Reduktionen zu gelangen und findet, um 
das Resultat gleich vorwegzunehmen, ungefähr doppelt 
so große Zahlen: 07,010, mindestens aber 07,007. Die 
Ableitung erfolgt in zwei Schritten: 
die mittleren ‘absoluten Parallaxen der Sterne heller 
als 6,0 aus den mittleren Eigenbewegungen und 
Radialbewegungen berechnet und diese dann mit den 
mittleren relativen Parallaxen verglichen, wie sie aus 
den trügonometrischen Bestimmungen sich ergeben. 
Die gewöhnliche Methode der Berechnung mittlerer 
Parallaxen benutzt meist nur die sog. 1-Komponente 
der EB. Durch den bekannten Apex und den Stern 
wird ein größter Kreis gelegt und die EB in zwei 
Komponenten’ aufgespalten: die v-Komponente in der 
Richtung des größten Kreises setzt sich zusammen 
aus dem Effekt der Sonnenbewegung und einem Teil 
der Spezialbewegung des Sternes, die 1-Komponente 
senkrecht zum größten Kreise ist frei von der Sonnen- 
bewegung. Im Mittel aus einer großen Anzahl von 
über den ganzen Himmel verteilten Sternen wird man 
die Annahme machen können, daß die von der Sonnen- 
bewegung unabhängige Komponente der EB (in 
„ 
=, wo n. die Parallaxe) 
x x 
gleich der ebenfalls von der Sonnenbewegung befreiten 
Radialbewegung V, sei. 
Bestimmung von na. S 
Man kann nun aber auch die gesamte EB. be- 
nutzen. Statistische Betrachtungen ergeben, daß im 
Mittel, d. h. bei zufälliger Verteilung der Bewegungs- 
richtungen pee 
Vm = 1,57 Vy 
ist, wo V,, die Bewegung senkrecht zur Gesichtslinie 
ist, V,. die Radialbewegung. Setzt man noch für V,, 
seinen Wert 4, ra ein, wo dann u die EB. in Bogen- . 
m 
sekunden “ist, so 4 man: 
EN 
8,08 vr 
Man hat noch zu beachten, daß der Mittelwert des 
Quotienten et nicht (gleich dem Quotienten der Mittel- 
werte von w und V ist. Unter Annahme einer reinen 
Fehlerkurve für u und V kann man setzen: 
o~ 
es werden zuerst 
Das (gibt eine Gleichung zur 

und hat daun: 
von =, die leahde Zahlen ergibt: 
























a Burns Campbell — 
Spektralklasse : _ =: = 
: I Anzahl en Le 
BisBS. 55 .. | 0,005 195 0",006 
BO— Au... 33... 1430 14 
Be ; 3% 168 35 
G5.48 ee 25 155 22 
Keen ea i 15 405 15 
M eer 8 78 11 . 

Zum Vergleich sind die von Campbell aus den ı-R 
ponenten gefundenen Werte angeführt, die gute Über- 
einstimmung zeigen. Burns’ Methode hat ae Vorzug, 
daß sie weniger EN erfordert. ‘ ; Be 
Der- zweite Schritt besteht nun darin, daß Burns” 
“aus den bekannten Parallaxenlisten für die entre 
sprechenden Sternklassen die mittleren  relativen — 
Parallaxen berechnet durch einfache Mittelbildung. 
Es ergeben sich die folgenden Werte mit ihren Diffe- 
renzen gegen die oben berechneten mittleren P 
allaxen : ; a 





Spektral- Mittl. Beob. 
klasse rel. = ~— Rechn. : 
BI? H&R. — 0",006 — 0,011 
BO Ae. er 3:39 = 242 
Ten + 49.10 IB 
Geka, Pa a 32 | oe de® 
DAR ER Santo Stee SAO) — 8 . oF 
NE Ae eS ; + 12 Ba: er ie 

Die ur: Beob. - Rechn. EN Zahlen. wären, 
Veen nee a Thr Mittelwert ist, oO I 
den Typus F, 07,010. ‘Einige andere Abschätzung 
geben als untere Grenze für diese Parallaxe/ 07,0 
bzw. 07,007, jedenfalls durchweg größere Werte 
bisher angenommen (0”,003 bis 07,005). Zwar ist, 
Burns der Unzulänglichkeit der Zusammenstellung b 
wußt, die, soll sie wirklich verbindlich sein, auf 
Hellig okeiten im einzelnen Rücksicht nehmen und. 
er Helliekeiten der einzelnen Gruppen mit in 
Betracht ziehen müßte, aber er glaubt sich doch | 
dem Schluß berechtigt, daß eine endgültige Beha 
lung des Problems keine kleineren mittleren Pare | 
für die Sterne der 9. bis 10. Größe als 07,007 ergeb 
werde. Ob bei dem heutigen Stande der Parallaxe 
messungen sein Vorschlag, daß man in den. nächst 
Jahren systematisch die Parallaxen der Sterne 
6,5. bis 9. Größe relativ zu denen. der 13. Größe. fes 
legen solle, bereits durchführbar ist, muß dahingest | 
bleiben. Handelt es sich doch dabei um. Parallaxer 
die im allgemeinen von Lars Größe der Beobacht 
fehler sind. ee TR Kie 


Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr. Arnold Berliner, Berlin Wo. Let 
Verlag von Julius Springer in Berlin W9. — Druck von H. 8. Hermann & Co. in Berlin SW 19 ar 
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