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368 ‘at X Te Astronomische Mitteilung RE SRG 
wird. An den Längspolen ist die a am 
kleinsten, die Zentrifugalkraft am 
können also Teilchen am ehesten abgeschleudert 
werden. Es hängt natürlich von dem Betrag seiner 
zufälligen Geschwindigkeit ab, ob ‚ein Teilchen sich 
wirklich ablöst oder nicht. An den Längspolen ist 
jedenfalls die geringste Geschwindigkeit zur Ablösung 
nötig, dort findet eine solche also am leichtesten statt. 
Ist die ursprüngliche Geschwindigkeit nicht hyper- 
bolisch oder parabolisch, so kehren die abgelösten 
Teilchen auf einer stark gestörten Ellipse wieder zum 
System zurück. Dazu kommt aber noch der 
Strahlungsdruck, ‚der den Vorgang wesentlich modi- 
fizieren muß. Uberwiegt die Gravitation, so fallen die 
Teilchen in der angedeuteten Weise wieder zurück, 
überwiegt der Strahlungsdruck, so entfernen sie sich 
mit zunehmender Geschwindigkeit; heben sich Gravi- 
tation und Strahlungsdruck gerade auf, so entfernen 
sie sich mit gleichförmiger Geschwindigkeit. Im 
zweiten Falle ergeben sich für die Bahnen der Teil- 
chen Spiralen mit stark divergenten Armen, im 
dritten Falle archimedische Spiralen. Bottlinger ver- 
gleicht nun einige besonders charakteristische Nebel 
mit dem Ergebnis seiner Rechnungen. Er konnte da- 
bei eine von v. d. Pahlen (A. N. Bid. 188, S. 249) ge- 
leistete Vorarbeit benutzen, in der an ‘drei wohlaus- 
geprägten Spiralnebeln gezeigt wird, daß für diese 
der Verlauf der Windungen mehr der logarith- 
mischen Spirale (also einer Form mit stark diver- 
genten Armen) als der archimedischen folgt. In- 
dessen ergab sich dies bei genauer Durchsicht des 
photographischen. Nebelatlas von Keeler (Publ. Lick 
Obs. Bd. 8) nicht als allgemeingiiltig ‘fiir alle Spiral- 
nebel, Bottlinger fand sogar für den Fall 1 Bei- 
spiele. Gleichwohl scheint die logarithmische Spirale 
vielleicht die häufigste Form zu sein, 
Das Spektrum der Spiralnebel ist im allgemeinen 
ein kontinuierliches (kein Gasspektrum), jedoch ist 
nach Wolf meistens über den kontinuierlichen Unter- 
grund des Spektrums der Wolf-Rayet-Sterne _ (Emis- 
sionsbänder, Spektraltypus O) nicht selten auch ein 
Gasnebelspektrum gelagert. Da umgekehrt die Spek- 
tren der echten Gasnebel meistens außer den Gas- 
linien auch einen mehr oder weniger deutlichen kon- 
' tinuierlichen Untergrund und manche Gasnebel auch 
Andeutungen von Spiralform zeigen, so hält Bottlinger 
eine scharfe Grenze zwischen Spiral- und Gasnebeln 
nicht für bestehend. 
Die Stellung der kugelférmigen Sternhaufen und 
der Spiralnebel zu unserem Sternsystem. 
5016 berichtet Lundmark über einen. im Arkiv för 
Mat., Astr., Fys. von ihm veröffentlichten Versucht), 
die Entfernungen der kugelförmigen Sternhaufen und 
der Spiralnebel zu schätzen, um einen Anhalt dafür zu 
gewinnen, ob diese Gebilde Glieder unseres Stern- 
systems, des Systems der Milchstraße, oder selb- 
ständige, koordinierte Systeme im Weltraum sind. 
Für die kugelförmigen Sternhaufen, die sich ganz auf- 
fallend auf eine begrenzte Fläche des Himmels mit 
dem Zentrum im Sagittarius zusammendrängen, kann 
es kaum mehr zweifelhaft sein, daß sie zum ,,erwei- 
terten“ System der Milchstraße gehören. ‘Was die 
Spiralnebel anbetrifft, so gibt es wenige Fragen in 
der Stellarastronomie, bezüglich derer die Meinungen 
der Astronomen so baute gewechselt haben; wie diese. 
1) Inzwischen er als Nr. 8 des 60. Bandes der 
Verhandlungen der Kgl. Schwedischen Akademie der 
Wissenschaften zu Stoekholm erschienen. 
größten, dort » 
‚eines Sternhaufens verfahren, indem man annimmt, 
In A, N. 













































Je nach aon Gewicht, Tee ‘man en einzelnen, ni 
durchschlagenden Argumenten für und gegen die Z 
gehörigkeit zu unserem Sternsystem zuerkannte, ent- 
schied man sich zu der einen oder anderen Anschau 
ung. Die Zahl der Untersuchungen, die sich mit 
diesem wichtigen Problem befassen, ist so 
reich, daß bezüglich der Literaturnachweise | auf, < 
Originalreferat verwiesen werden muß. Zurich = 
den kugelförmigen Sternhaufen und den Spiralnebeln x 
scheinen gewisse Beziehungen zu bestehen, die es an- 
gezeigt erscheinen lassen, beide Gebilde gemeinsam zu 
betrachten. 
So zahlreich wie die Versuche, die Entfernungen 
der kugelförmigen Sternhaufen und der Spiralnebel — 
zu schätzen, so mannigfaltig sind die dabei ange- — 
wandten Methoden. Der Charakter dieser Methoden — 
möge an einigen ausgewählten Beispielen veranschau- 
licht werden. 1. Für die isolierten Sterne des Him- 
mels ergibt sich eine Beziehung zwischen ihrer abso- 
luten (wahren) Helligkeit und der relativen Häufig- 
keit ihres Vorkommens, die sogenannte Leuchtkraft- 
kurve. Geht man nun zu den Sternen eines kugel- — 
förmigen Sternhaufens über, so kann man zunächst — 
wegen der praktischen Gleichheit der Entfernung der 
einzelnen Sterne des Haufens von uns ihre scheinbare 
Helligkeit für die absolute nehmen. Durch Abzäh- — 
lung der Sterne der verschiedenen Helligkeiten erhält — 
man also auch hier eine Leuchtkraftkurve, die man — 
unter der Voraussetzung, daß das Häufigkeitsgesetz 
für die Sterne des Sternhaufens dasselbe sei wie fi 
die isolierten Sterne, mit der Leuchtkraftkurve der — 
letzteren vergleichen kann. Man erhält damit un- — 
mittelbar die absoluten Helligkeiten der Sternhaufen- — 
sterne und aus der Vergleichung mit den scheinbaren 
Helligkeiten derselben ihre Entfernung oder Parallaxe. 
2. Als Spezialfälle dieser Methode pindectie folgenden — 
zu betrachten. Zwischen den absoluten Helligkeiten _ 
der Veränderlichen vom %Cephei-Typus in Stern- 
haufen und der Länge ihrer Perioden besteht eine Be ~ 
ziehung. Dehnt man dies auf die isolierten § un 
Veränderlichen aus, deren durchschnittliche Paral- 
laxen bzw.‘ absoluten Helligkeiten man aus ihren ~ 
Eigenbewegungen abschätzen kann, so ergibt sich — 
wiederum ein Weg, die absoluten Helligkeiten und da- — 
mit die Parallaxe der 'Sternhaufensterne zu be- 
stimmen. Ähnlich kann man mit den hellsten Sternen 2 
daß- ihre mittlere absolute Helligkeit gleich der der... 
isolierten Giganten in unserem Sternsystem sei. >. Te 
den Spiralnebeln ist das Aufleuchten von Neuen Sternen 
ein sehr häufiges Phänomen. Unter der Vorausset- — 
zung, daß ihre maximale Helligkeit durchschnittlich 
die gleiche wie die der-isolierten Novae in der Milch- 
straße sei, ergibt sich ein Mittel zur Bestimmung de 
Parallaxen der Spiralnebel. 3. Die Vergleichung de 
Radialgeschwindigkeit mit der scheinbaren (sphär 
schen) Eigenbewegung liefert ein weiteres Mittel zur 
Bestimmung der Entfernung. In gleicher Weise gilt 
dies für die beobachteten Rotationsbewegungen i 
Spiralnebeln, indem man die Komponente im Visions- 
radius mit der dazu senkrechten vergleicht, Be 
ee daß die ee bei ver- 
einen kleinen Winkel mit der Gesichtslinie. pee 
die dazu senkrechte Komponente nur bei solchen, deren 
Ebene nahezu senkrecht auf der Gesichtslinie steht. 
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