44 Ludendorff: Die neuesten Fortschritte der Fixsternkunde. 
vom Harvard-Observatorium (Cambridge, U.S. A.) 
verdient gemacht. Seine Untersuchungen über die 
Veränderlichen in dem prachtvollen, südlichen 
Sternhaufen w Centauri liegen schon eine Reihe 
von Jahren zurück. Unter mehreren tausend 
Sternen dieses Sternhaufens fand er 128 Verän- 
derliche, und für 95 von ihnen konnte er die Ge- 
setze des Lichtwechsels feststellen ; 37 gehören zum 
Clustertypus, die übrigen, mit ganz wenigen Aus- 
nahmen, zum 6-Cephei- und einem andern, ver- 
wandten Typus. Relativ noch reicher an Verän- 
derlichen als w Centauri ist der Sternhaufen 
Messier 3, in dem Bailey deren 137 auffand; für 
110 von ihnen hat er die Elemente des Lichtwech- 
sels ermittelt und soeben veröffentlicht. 
Alle diese 110 Sterne sind Veränderliche vom 
Clustertypus, und alle haben Perioden von etw: 
einem halben Tage (die kürzeste Periode ist 0,41, 
die längste 0,71 Tage). Durchschnittlich beträgt 
die Dauer des Minimums, während dessen, die 
Helligkeit konstant ist, 33 %, der Helligkeitsan- 
stiee nur 13 %, die Helligkeitsabnahme dagegen 
54 % der Periodenlänge. Im Maximum sind die 
Sterne durchschnittlich sechs- bis siebenmal so 
hell wie im Minimum. Es handelt sich durch- 
eehends um außerordentlich schwache Sterne, und 
nur die Photographie ermöglichte Bailey die 
Durchführung seiner Untersuchungen. Wir haben 
hier, wie aus den obigen Ausführungen hervor- 
geht, ein höchst merkwürdiges Schauspiel vor 
uns: In einem unvorstellbar weit entfernten 
Sternhaufen, der aus Tausenden von Sonnen be- 
steht, ändern zahlreiche von diesen ihre Hellig- 
keit nach fast gleichen Gesetzen. Dieses Phä- 
nomen ist eines der rätselhaftesten unter denen, 
die uns der Fixsternhimmel bietet, und wir 
müssen zugestehen, daß wir noch keine Ahnung 
von der Ursache dieser Vorgänge haben. 
Zahl der Sterne der verschiedenen Größenklassen. 
Die Messung der Helligkeit (Photometrie) der 
Fixsterne ist aber nicht nur bei den veränder- 
liehen Sternen von Wichtigkeit, sondern auch hei 
denjenigen, welche eine unveränderliche Licht- 
menge ausstrahlen. Man teilt die Fixsterne be- 
kanntlich ihrer scheinbaren Helligkeit nach in 
Größenklassen ein, und zwar wird der Begriff 
„Größenklasse“ dadurch definiert, daß ein Stern 
einer bestimmten Größenklasse rund vier Zehntel 
(genau ) von der Helligkeit eines Sternes 
2,512 
der vorangehenden Größenklasse hat. Wären die 
Sterne gleichmäßig durch den Raum verteilt und 
Sterne von verschiedener. wirklicher Heiligkeit 
überall gleichmäßig gemischt, so müßte für einen 
Beobachter auf der Erde die Gesamtzahl der 
Sterne bis zu einer bestimmten Größenklasse 
immer viermal so groß sein als die Gesamtzahl bis 
zur nächst helleren Größenklasse. Ergeben die 
Beobachtungen Abweichungen von diesem Gesetz, 
so lassen sich daraus gewisse Schlüsse auf die Ver- 
teilung der Sterne im Raume ziehen. Es ist daher 




| Die Natur- _ 
wissenschafte 
wichtig, die Zahl der Sterne, welche den einzelnen 
Größenklassen angehören, festzustellen. Dies 
bietet aber schon aus dem Grunde große Schwie- 
rigkeiten, daß die Zahl der sehr schwachen Sterne - 
ganz enorm ist. Die Angaben über die Zahl der ~ 
Sterne etwa der 14. oder 15. Größe waren daher? 
bis jetzt sehr unsicher; auch auf diesem Gebiete 
ist indessen in allerletzter. Zeit ein bedeutungs- 
voller Schritt vorwärts geschehen. Ein englischer 
Liebhaber-Astronom, Herr Franklin Adams, hat? 
vor einer Reihe von Jahren nach einem einheit- | 
lichen Plane mit einem lichtstarken Instrument 
photographische Aufnahmen des Sternenhimmels 
hergestellt, wobei die Belichtungszeiten so lang 
gewählt wurden,, dab auch sehr schwache Sterne 
mit zur Abbildung kamen. Die von Franklin 
Adams bzw. auf seine Veranlassung. erhaltenen 
306 Platten, die den ganzen, nördlichen wie süd- 
lichen, Himmel umfassen, sind alsdann dem Ob- — 
servatorium zu Greenwich übergeben worden und 
werden gegenwärtig dort verwertet. Esrısıree 
lungen, die Helligkeit der auf ihnen abgebildeten 
Sterne zu bestimmen, und man hat damit be- 
gonnen, die den verschiedenen Größenklassen an- 
eehörigen Sterne abzuzählen. Dies konnte aller- 
dings wegen der dazu erforderlichen ungeheueren - 
Arbeitsleistung nicht für die ganzen Areale 
der Platten ausgeführt werden, sondern es wur- — 
den auf den einzelnen Platten immer nur gewisse 
Teilareale untersucht, und aus der Zahl der 
Sterne innerhalb dieser letzteren dann Schlüsse 
auf die Zahl der Sterne auf der ganzen Platte ge- 
zogen. Hiernach ergibt sich die Gesamtzahl der 
Sterne bis zur 9. Größe zu 97400, bis zur 11. 
zu 700 000, bis zur 13. zu 3 700 000, bis zur 15. zu 
15 500 000, bis zur 16. zu 30 000 000, bis zur 17. 
zu 55 000 000. Die Zunahme ist also viel lang- — 
samer, als es das oben angedeutete hypothetische 
Gesetz verlangt, nach welchem es z. B. bei 30 000 000 
Sternen bis zur 16. Größe deren 120 000 000 bis | 
zur 17. geben müßte. Es war nun allerdings schon ~ 
recht wohl bekannt, daß die Zunahme der Gesamt- 
zahl der Sterne für die schwächeren Größen- 
lassen immer geringer wird, aber die Ergebnisse 
aus den Franklin-Adams-Platten scheinen uns 
doch zu lehren, daß die Zahl der schwachen Sterne 
weit kleiner ist, als man bisher angenommen hat. 
Man darf indessen nicht den Umstand vergessen, 
daß die aus jenen Platten abgeleiteten Hellig- 
keiten „photographische Helligkeiten“ sind, die 
von visuell gemessenen zum Teil stark abweichen, 
da z. B. ein roter Stern photographisch viel 
schwächer ist als visuell. Es wäre hiernach nur 
nötig, daß unter den sehr schwachen Sternen die 
rötlich gefärbten stark überwiegen, um den Wider- 
spruch zwischen den Greenwicher Abzählungen 
und den bisherigen Annahmen über die Zahl der 
Sterne wenigstens teilweise zu beseitigen. In der 
Tat kommt man auf verschiedenen Wegen immer 
mehr zu der Überzeugung, daß ein solches Über- 
wiegen der rötlichen Sterne unter den schwachen 
wirklich stattfindet. Wie dem aber auch sei, wir 4 

