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mit dem 30-cm-Refraktor bis zu Sternen der 16. 
4GroBe, während der 150-cem-Mount-Wilson-Reflek- 
‚tor in gleicher Zeit Sterne der 20. Größe gibt. 
_ Da die normale photographische Platte anders 
empfindet als unser Auge, sind die optischen und 
photographischen Helligkeiten der Sterne ver- 
” schieden. Den optischen Größen sind nahezu 
gleichwertig die ,,photovisuellen“, d. h. die mit 
| Gelbfilter und gelbempfindlichen Platten erhal- 
tenen. Den Unterschied zwischen photographi- 
schen und photovisuellen Helligkeiten, ausge- 
drückt in Größenklassen, bezeichnet man als Far- 
benindex. Dieser steht in engstem Zusammen- 
hang mit dem Spektraltypus. Die frühesten 
Spektraltypen (B-Sterne) sind photographisch 
‚heller als visuell, die späteren umgekehrt visuell 
heller als photographisch. Die nachstehende Ta- 
belle erläutert dieses näher; ihre Spalten geben 
an: 1. Farbenindex (photographische Größe — 
= photovisuelle), 2. Spektraltyp (nach der neuen, 
"internationalen Harvardklassifikation), 3. Ver- 
treter der betr. Spektraltypen, 4. effektive Tem- 
 peraturen nach den Potsdamer Bestimmungen 
won Scheiner und Wilsing. 

cd 
- Farbenindex | Spektrum Typus Temperatur 



— 0,72 Bes Orionsterne 9600° 
502 A’ Sirius 8700 
+06 F ö Aquilae 6300 
+10. G Sonne, Capella 5400 
+14 K Arktur 4000 
+18 M Beteigeuze | 3200 
wegen. deren Schwäche vorab noch nicht möglich. 
In gewissen Grenzen kann sie aber ersetzt wer- 
den durch die Bestimmung der Farbenindizes, 
was in großem Umfange durch H. Shapley in 
‘den letzten Jahren auf dem Mount Wilson ge- 
schehen ist. Was die Milchstraßenhaufen an- 
langt, so enthalten hiernach z. B. und nach Ar- 
“ beiten von E. C. Pickering: . 
die Plejaden meist A-Sterne, 
die Präsepe meist B-Sterne, 
M 11 meist A-Sterne, keine B-, wenig F- und 
 G-Sterne, 
M 67 meist F- Gene keine B-, nur 5 (von 
240) A-Sterne, 
Wir haben also ganz verschiedene Verhältnisse 
in den einzelnen Sternhaufen. 
Die Zahl der Sterne eines Melchsrtaßankanfens 
scheint nach den Untersuchungen H. Shapleys 
_ nicht besonders ero8 zu sein. Von den in einer 
bestimmten Fläche des Himmels, enthaltend den 
Sternhaufen und einen Teil seiner Umgebung, 
_ vorhandenen Sternen müssen nämlich soviel ab- 
gezogen werden, wie der durchschnittlichen Stern- 
_dichte in der weiteren Umgebung des Haufens 
entspricht; der Rest ist als der eigentliche Hau- 
| fen, die lokale Milchstraßenkonzentration aufzu- 
fassen. Shapley findet so, daß M67 und M11 

Eine Spektralanalyse der Haufensterne ae 
je aus etwa 200 Sternen bestehen (letzterer befin- 
det sich in einem besonders dichten Teile der 
MilchstraBe). Wenn es dereinst möglich kein 
wird, die Bewegungen der Sterne in diesen Hau- 
fen zu ermitteln, werden wir besser die zu dem 
Haufen gehörenden von den im Vorder- oder 
Hintergrunde stehenden Sternen. unterscheiden 
können. Bekanntlich kennt die neuere Astrono- 
mie unter den Fixsternen Riesen und Zwerge, 
d. h. solche, die mehr als 100mal größer als 
unsere Sonne sind, und solche, die viel kleiner. 
So gehören z. B, zu unsern nächsten Nachbarn, 
in nahe gleicher Entfernung und Richtung Si- 
rius und der ,,Pfeilstern“ im Orion, der erste der 
hellste Fixstern unseres Himmels, der andere 
durch seine starke Eigenbewegung aufgefunden 
von Barnard, von der 10. Größe, d. h. etwa 
20 000mal schwächer leuchtend als Sirius. An- 
dere Riesen sind die meisten Orionsterne, Arktur, 
die Plejaden usw., während die meisten Sterne 
mit starker Eysoubewesuns und meßbarer Ent- 7 
fernung zu den Zwergen gehören. Aus verschie- 
denen Gründen, deren Besprechung hier zu weit 
führen würde, kann man annehmen, daß die 
Milchstraßenhaufen im ganzen im der gleichen 
Entfernung von uns sind, wie die übrigen schwä- 
cheren Sterne der umliegenden Partien der Milch- 
straße. Die Haufen sind dann lokale Anhäufun- 
gen von Riesensternen, d. h. Sternen besonders 
hoher Leuchtkraft. 
IV. 
Die Milchstraßenhaufen sind, wenn auch in 
der Mitte ziemlich gedrängt, doch stets in ein- 
zelne Sterne völlig aufzulösen. Anders liegen die 
Verhältnisse bei dem dritten Typus, den kugel- 
förmigen Sternhaufen. Von diesen gibt es nur 
eine beschränkte Zahl, etwa 80, die sich zudem 
nicht gleichmäßig über den Himmel oder die 
Milchstraße verteilen, sondern im wesentlichen 
in oder nicht weit von dem Sternbild des Schüt- 
zen stehen. Diese Haufen sind außerordentlich 
stark nach der Mitte konzentriert, so daß ihr 
scheinbarer Durchmesser oft nur wenige Minuten 
beträgt (vgl. Fig. 3, den Sternhaufen M 5 in der 
Schlange nach einer Aufnahme der Lickstern- 
warte). 
Bei einer nur einigermaßen starken Ex- 
position sind die einzelnen Sterne des Kerns 
nicht mehr zu trennen. Die älteren optischen und 
photographischen Beobachtungen hatten vielfach 
in diesen Haufen ‚Nebelstreifen“ und dergleichen 
gezeigt. Heute aber haben sich diese als die 
Lichteindriicke schwacher, nicht einzeln mehr zur 
Darstellung kommender Sterne herausgestellt. 
Die Zahl der Sterne in diesen Haufen ist eine 
außerordentlich hohe, z. B. erhielt man auf dem 
Mount Wilson mit dem 150-em-Spiegel in dem 
. Sternhaufen M 13 in dem Bilde des Herkules bei 
1 Minute Exposition 820 Sterne, 
6 a = ES LT er anna 
37 5 en S000 0 , 
300 er 7 35 000 Z 
wobei die inneren Partien iiberhaupt nicht aus- 
a) 

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