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80.7. 1915 
gleichzeitiger Scheidung 
 Spektraltypen hat man ferner wichtige Anhalts- 
RENNEN hee > 

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nach den verschiedenen 
punkte fiir die Parallaxen der Sterne und ganzer 
Sterngruppen erhalten und insbesondere haben die 
Untersuchungen von Kobold und Kapteyn und an- 
derer das wichtige Resultat gezeitigt, daß die Be- 
wegungen der Sterne selbst nicht nach dem Zufall 
verteilt sind, sondern zwei Richtungen bevorzugt 
werden, wie wenn sich zwei Sternströme in der 
Ebene der Milchstraße durchsetzten. Noch viele 
weitere merkwürdigen Gesetzmäßigkeiten hat die 
Diskussion der Beobachtung zutage gefördert, de- 
ren Besprechung das 4, 5. und 6. Kapitel des 
Buches füllen. Hierzu gehört z. B. die Tatsache, 
daß die Sterne innerhalb einer Spektralklasse in 
ihrer Gesamtheit eine Relativbewegung zur Sonne 
_ aufzuweisen scheinen, wofür wir bisher keine Er- 
_ klarung wissen, so daß man dazu neigt, die gemes- 
~ senen 
Linienverschiebungen nicht als Doppler- 
effekte anzusprechen; ferner gehört hierzu der 
_ merkwürdige Umstand, daß die absolute Geschwin- 
_ digkeit der Sterne mit fortschreitendem Spektral- 
alter zunimmt. Die Klärung dieser Fragen wird 
die Astronomie noch viele Jahre beschäftigen. 
Sehr eng, wenn auch bis jetzt nicht unmittel- 
bar, mit diesen Fragen über die Translations- 
bewegungen der Sterne ist die Untersuchung der 
Bahnbewegungen derer unter ihnen verknüpft, 
welche Doppelsterne sind (Kap. 7, 8). Schon zu 
 Herschels Zeiten wußte man, daß fast alle Sterne, 
die wir eng nebeneinander am Himmel stehen 

Studium 

4 sehen, nicht zufällig in dieser Weise an die Sphäre 
"nebeneinander projiziert werden, sondern tatsäch- 
lich mechanisch miteinander verbunden sind. Das 
ihrer Bahnbewegungen und das Auf- 
suchen immer weiterer solcher Systeme hat lange 
Zeit hindurch das Interesse vieler Astronomen in 
Anspruch genommen. Eine ganz außerordentliche 
Erweiterung hat jedoch dieses Gebiet erst wieder 
durch die Spektroskopie erhalten, als es gelang, 
aus den periodischen Verschiebungen der Linien 
vieler Sterne ihre Duplizität auch dann festzu- 
stellen, wenn unsere Fernrohre entfernt nicht in 
der Lage sind, beide Komponenten des Systems zu 
trennen. Seit der Entdeckung des ersten spektro- 
 skopischen Doppelsternes durch Pickering im Jahre 
1889 sind uns mehrere Hundert solcher Systeme 
bekannt geworden, deren Verfolgung nicht allein 
“ noch viele reizvolle und ungelöste Spezialaufgaben 
gebracht hat, sondern auch immerfort wichtige Bei- 
träge zu den allgemeinen Strukturgesetzen des Fix- 
sternsystems liefert. Es hat sich z. B. gezeigt, 
daß die Sterne frühen Spektralcharakters besonders 
häufig Begleiter haben, und daß die Umlaufszeiten 
dieser Systeme vorwiegend ganz kurz, von der 
Größenordnung weniger Tage sind. Mit wachsen- 
dem Spektralalter nehmen die Umlaufszeiten ste- 
tig zu und zugleich auch die Werte für die Ex- 
zentrizitäten der Bahnen. Alle diese Beziehungen 
zeigen deutlich, wie wichtig das Studium der spek- 
troskopischen Doppelsterne für uns sein wird, 
| wenn wir einen tieferen Einblick in die Ent- 
Nw. 1916. 
Luewig: Das Bedürfnis nach einer Einheitshärteskala in der Röntgentechnik. 
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stehungsgesetze des Weltganzen gewinnen wollen, 
und dab deshalb alle diese Erscheinungen, soweit 
wie möglich, gemeinsam mit den sonstigen Unter- 
suchungen über die Entfernungen und Bewegun- 
gen innerhalb des ganzen Systems verfolgt werden 
müssen. Bis jetzt sind aber fast alle diese Gesetz- 
mäßigkeiten noch in tiefes Dunkel gehüllt, ja es 
tauchen sogar wieder ernsthafte Zweifel auf, ob 
nicht manche der periodisch veränderlichen Linien- 
verschiebungen fälschlich als Bahnbewegungen 
eines Doppelsternsystems gedeutet werden. In vielen 
Fällen ist allerdings das Spektrum deutlich in zwei 
Komponenten zerlegbar, es ist also in solchen 
Fällen garnicht zu bezweifeln, daß wir es mit einem 
Doppelsternsystem zu tun haben, dessen Bahn- 
bewegungen die gemessenen Linienverschiebungen 
hervorrufen, aber bei einer bestimmten Klasse von 
Sternen, deren Helligkeit zugleich periodischen 
Schwankungen unterworfen ist, den sogenannten 
Cepheiden, führt der Versuch, den Lichtwechsel 
mit der spektroskopisch bestimmten Bahnkurve in 
Beziehung zu setzen, zu noch ungelösten Rätseln. 
Bei diesen Sternen läßt sich nämlich die Licht- 
kurve nicht einfach durch die Annahme mecha- 
nisch deuten, daß sich die Komponenten des Dop- 
pelsternsystems bei jedem Umlauf eine Zeitlang 
gegenseitig beschatten und dadurch einen Teil 
ihres Lichtes selbst abschirmen. Man ist infolge- 
dessen nicht in der Lage, für die bei den Cepheiden 
beobachteten Vorgänge spektroskopischer und 
photometrischer Natur ein plausibeles mechani- 
sches Modell zu finden. In diesen Fragen wird 
erst die Vertiefung der verschiedenen Beobach- 
tungsresultate Klarheit schaffen. Hier ist viel zu 
hoffen, seitdem durch die Verwendung photoelek- 
trischer Methoden in der Photometrie durch Guth- 
nick und andere auch diese Disziplin so außer- 
ordentlich fortgeschritten ist. Allerdings sind das 
erst Fortschritte der allerletzten Jahre, auf die 
Campbell in seinem Buch noch nicht eingehen 
konnte, und die erst noch fruchtbar gemacht wer- 
den müssen. Ob dabei die deutsche Astronomie 
einen wesentlichen Anteil an diesen Fortschritten 
haben wird, hängt allerdings davon ab, ob man 
diesen Zweigen der Astronomie ein solches Inter- 
esse zuwenden wird, wie es ihrer tatsächlichen Be- 
deutung für unsere Erforschung der Gesetze der 
Sternenwelt entspricht. In der glücklichen Ver- 
knüpfung der alten Methoden der Astrometrie mit 
den neuen Methoden der Spektroskopie und Photo- 
metrie liegt der Schlüssel zu den Erfolgen der 
amerikanischen Sternwarten unter Campbell, 
Pickering und anderen während der letzten Jahre. 
Das Bedürfnis nach einer Einheitshärte-- 
skala in der Röntgentechnik. 
Von Privatdozent Dr. P. Ludewig, Freiberg t. Sa. 
I. Wenn wir von den Zeiten sprechen hören, 
da unsere Grundmaße noch nicht in der heute üb- 
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