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daß der PaMieintervicht an einer nähe Hoch- 
sehule durchaus anders betrieben werden müsse, als an 
einer Universität. Ebert bezweckt, dem Leser wie dem 
Hörer seiner Vorlesungen diejenigen physikalischen 
Kenntnisse zu bringen, die nachher in den technischen 
Fachvorlesungen vorausgesetzt, werden. Ebert grup- 
piert den Stoff um die allgemeinen Begriffe, die in der 
technischen Anwendung der Physik die Hauptrolle 
spielen, ‚nämlich Energie und Entropie. Er bringt 
zahlreiche Rechenbeispiele, die für die Anwendungen 
notwendig sind. Auswahl und Behandlung des Stoffes 
und die Erläuterung des Textes durch Bilder weichen 
in vielem von iR üblichen Lehrbüchern der Physik 
ab. Doch ist auch hin und wieder ein Zopf beibehal- 
"ten: So wird der Einfluß der Dämpfung auf die Re- 
sonanzbreite erst bei den elektrischen Schwingungen 
gebracht, statt bei den mechanischen, wo er sich doch 
mit ‘besonders eindrucksvollen Versuchen erläutern 
läßt. Der Inhalt des Buches ist ganz ungemein reich- 
haltig, das Buch ist durchaus zu empfehlen, auch als 
kurzes Nachschlagewerk für den Physiker. — Unter 
den vielen historischen Hinweisen überrascht die An- 
gabe, die die Lichtempfindlichkeit des Selens Hittorf 
1852 zuschreibt, während sonst stets Smith und May 
1873. genannt werden. 
R. Pohl, Göttingen. 
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Astronomische Mitteilungen. 
Die Massen und Dichten der Sterne. Wie 
zahlreiche in jüngster Zeit in den .Fachzeit- 
schriften veröffentlichte Arbeiten zeigen, hat sich 
das Interesse der Astronomen in . besonderem Maße 
cer Frage nach der Größe der Sternmassen zugewandt. 
In gewisser Hinsicht ist dies eine ganz natürliche Ent- 
wieklung, da für die Erforschung des Weltalls in 
mechanischer sowie in physikalischer Beziehung nicht 
nur die Kenntnis der Koordinaten und Geschwindig- 
keiten der Himmelskörper, ihrer absoluten Helligkeiten 
und Farben, sondern auch die Bestimmung ihrer 
Massen als notwendig erachtet wird. Andererseits 
haben die theöretischen Untersuchungen von Eddington 
über die Konstitution und die Entw icklung der Sterne 
gelehrt, daß für den inneren Aufbau der Sterne die 
Größe der Masse von ausschlaggebender Bedeutung ist. 
Leider ist zurzeit die Zahl bekannter, aus den Beob- 
achtungen direkt gefolgerter Sternmassen noch sehr 
dürftig. Unsere Kenntnis über sie fußt auf denen 
der Doppelsternsysteme. Die spektroskopischen Beob- 
achtungsergebnisse lassen die Neigung der Bahnebene 
im Raume unbestimmt; bei den visuellen Doppel- 
sternen erweist sich zur Bestimmung der Bahnverhält- 
nisse des Systems und damit auch ihrer Massen die 
Kenntnis ihrer Entfernung als notwendig. Nur wenn 
von einem Doppelsternsystem visuelle und spektrosko- 
pische Beobachtungen vorliegen — was in den aller- 
seltensten Fällen vorkommt —, ist das System samt 
seiner Parallaxe vollständig ‘bestimmt. Will man 
schon jetzt trotz des spärlichen Materials an sicher 
bestimmten Sternmassen Zusammenhänge zwischen den 
physikalischen Eigenschaften der Sterne, z. B. zwischen 
“Masse, absoluter Helligkeit und Spektraltypus nach- 
_ weisen, so wird man sich statistischer Methoden be- 
dienen, welche an plausibel erscheinende Voraus- 
setzungen allgemeiner Natur anknüpfen. 
So hat H. von Zeipel die Massen der Sterne ver- 
schiedenen Typus aus ihrer Verteilung in den Stern- 

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Zeipel nimmt an, 
Maxwellschen Gesetze 
daß die Einzelsterne nach dem 
in dem Haufen verteilt seien. Dann muß die An- 
häufung der Sterne gegen die Mitte der Gruppe von 
ihrer Masse abhängen. Die schweren Gestirne werden 
relativ mehr gegen das Zentrum angehäuft sein als die 
leichteren. Aus der verschiedenen Konzentration in 
der Sterngruppe läßt sich umgekehrt die Masse der 
einzelnen Sterntypen finden. Abzählunsen an 
Messier 37 ergaben als Masse der gelben Riesen 6,0, 
der weißen B- und A-Sterne 2,8 und-der gelbweißen 
Zwerge 1,9, wenn die Masse .der gelben Zwerge gleich 
der Einheit angenommen wird. Nach der Theorie von 
Eddington können unter den gelben Riesensternen so- 
wohl große als auch kleine Massen vorkommen. Das- 
selbe gilt von den gleichfarbigen Zwergen. Nur die 
weißen Sterne müssen nach der Theorie verhältnis- 
mäßig große Massen besitzen. Um nun die Divergenz 
in den Massen der Riesen und Zwerge zu BEER. 
kann man annehmen, daß die Sterne des Haufens als 
zusammengehörig gleichzeitig entstanden sind. Die 
großen Massen verbleiben noch im Riesenstadium; die 
kleinen haben ihre Entwicklung durchlaufen 
und schon den Zwergzustand erreicht. Eine andere 
mögliche Erklärung wird durch die Relativitätstheorie 
gegeben, nach der mit dem. allmählichen Verlust an 
Strahlungsenergie im Laufe der Entwicklung auch ein 
Verlust an Masse verbunden ist. 
Der große Wert der Arbeit v 
rascher 
Zeipels liegt weniger 
in den mittleren Massenwerten, als in der glänzenden 
Übereinstimmung zwischen Theorie und Erfahrung. 
Diese Tatsache muß als ein Kriterium betrachtet wer- 
daß die Hypothese, nach welcher die Maxwellsche 
dem Sternhaufen herrscht, richtig ist. 
F. H. Seares knüpft in seiner Arbeit The&Masses 
and densities of the stars (The Astroph. Journ. 55, 
Nr. 3) an die Beobachtungsergebnisse für die visuellen 
Doppelsterne an und versucht auf Grund gewisser 
Hypothesen das durch sie gerebene System von Massen 
auf alle möglichen Spektraltypen und absoluten Hellig- 
keiten auszudehnen. Sein besonderes Ziel ist, die Ab- 
hiingigkeit der Masse und Dichte eines Sterns von 
seiner absoluten Helligkeit und von seinem Spektral- 
typus nachzuweisen. 
den, 
Verteilung in 
Die Arbeit von basiert auf Untersuchungen 
von Jackson und Furner (Monthly Notices 81, 1920). 
welche für 550 Doppelsternsysteme hypothetische Par- 
allaxen berechneten. indem sie als wahrscheinlichste 
Gesamtmasse jedes Systems die doppelte Sonnenmasse 
annehmen. Die Sterne gehören zumeist dem Zwergarm 
des Russelschen Diagrammes einschließlich der frühen 
B- und A-Sterne an. Den Gang der mit Hilfe dieser 
hypothetischen Parallaxen berechneten . absoluten 
Helligkeiten mit dem Spektraltypus vergleicht Seares 
mit dem durch die absoluten Helligkeiten einer großen 
Zahl von Einzelsternen ‘angezeigten, wie sie uns in der 
Liste der spektroskopischen Parallaxen von Adams, 
Joy, Strömberg und Burnell vorliegen: für 430 Helium- 
sterne wurden die von Kapteyn bestimmten Parallaxen 
benutzt. Ob die Einzelsterne und die Doppelstern- 
systeme in ihrer Gesamtheit die gleichen Charakteri- 
stiken hinsichtlich ihrer Auswahl aufweisen, wird noch 
besonders an den Doppelsternen bekannter Parallaxe 
geprüft. Für die mittleren absoluten Helligkeiten der 
Binzelsterne im Zwergstadium findet Scares: 
Seares 
1) Vel. 
gl. Naturwissenschaften, Jahrgang 1921, S. 842. 





