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Hauptstern gefunden wurde, die Möglichkeit nicht aus- 
geschlossen, daß nicht das Spektrum des Begleiters, 
sondern infolge der großen Nähe und Helligkeit des 
Hauptsternes das Spektrum des erleuchteten Himmels- 
grundes um diesen erhalten worden ist. Diese Er- 
klärung ist aber für den Begleiter von o Eridani aus- 
geschlossen, denn die scheinbare Distanz vom Haupt- 
stern ist hier 8-mal größer, der Hauptstern 250-mal 
schwächer, und vor allem sein Spektrum ein von dem 
gefundenen Spektrum seines Begleiters ganz verschie- 
denes, nämlich X (IL.—IIl. Typus, wie Arktur). Auch 
kann nach anderweitigen Beobachtungen kaum ein 
Zweifel darüber bestehen, daß der Begleiter von o Eri- 
dani im Gegensatz zu dem gelben Hauptstern weiß ist. 
Bezüglich des Siriusbegleiters zeigt noch ein roher 
Überschlag, daß das vom Hauptstern empfangene und 
nach der Erde reflektierte Licht unmerklich ist. 
Man steht hier also vorläufige vor einem unlösbaren 
Rätsel. Entweder ist das Spektrum des Begleiters von 
o Eridani trotz aller Evidenz doch kein frühes, d. h. 
hoher Temperatur entsprechendes, oder aber der Spek- 
traltypus ist kein eindeutiges Kriterium für die Ober- 
flächenhelligkeit, wie man bisher angenommen hat. 
Die Frage ist von außerordentlich weittragender Be- 
deutung für die Stellarstatistik. 
Man kann noch folgendes bemerken: Neuerdings 
hat Voüte (Astrophys. Journ. Bd. 48, S. 144) für den 
Heliumstern Boss 1517, also einen Stern höchster Tem- 
peratur, die für einen Heliumstern ungewöhnlich große 
Parallaxe 0,07’ gefunden, während sonst alle Helium- 
sterne, soweit bekannt, äußerst weit von uns entfernt 
sind. Damit ergibt sich die absolute Helligkeit des 
Sternes sehr nahe gleich der Sonnenhelligkeit, für 
einen Heliumstern unerwartet gering. Der Stern muß 
also eine kleine Oberfläche (kleine Masse, große 
Dichte) oder trotz seines Spektrums eine nicht wesent- 
lich höhere Flachenhelligkeit als die Sonne besitzen. 
Bemerkenswert ist, daß auch die Eigenbewegung dieses 
Sternes in starkem Gegensatz zu den übrigen Helium- 
sternen steht und eine sehr große ist, im Visionsradius 
nämlich —- 102 km/sec. 
Die Oriongruppe der Heliumsterne. Die Sterne 
vom ersten Spektraltypus mit Heliumlinien (Oe;, 
Bo—By) zeigen neben einer starken Konzentration 
gegen die Milchstraße hin die Eigentümlichkeit, daß 
sie im Sternbild des Orion zu einem förmlichen Haufen 
sich zusammenballen. Die auffallende Häufigkeit der 
Heliumsterne in diesem Sternbild hat die Veranlassung 
zu der älteren Bezeichnung Oriontypus für den Helium- 
typus gegeben. Mit dem großen Nebel im Orion, der 
sich in seinen weitesten Ausläufern über einen großen 
Teil des Sternbildes erstreckt, sind die Heliumsterne 
dieser Gegend physisch verknüpft. Dies ergibt sich 
nicht nur aus dem Anblick photographischer Auf- 
nahmen des Nebels und der Anhäufung der Helium- 
sterne ‚gerade im Nebel, sondern auch aus der Über- 
einstimmung der Radialgeschwindigkeiten der Sterne 
und des Nebels, Die Bewegung der ganzen Gruppe 
innerhalb des Sternsystems ist nur gering: die schein- 
baren Eigenbewegungen der Sterne senkrecht zur Ge- 
sichtslinie sind äußerst klein, die Radialgeschwindig- 
keiten rühren zum größten Teil von der Bewegung der 
Sonne durch den Raum her, die von der Gruppe weg 
gerichtet ist. 
Die Bewegungen der Sterne der Nebelgruppe wer- 
den von Bergstrand in einer Arbeit mit dem Titel: 
Astronomische Mitteilungen. 


x nr ’ cars) En » 
[ Die Natur- 
wissenschaften — 
Sur le groupe des étoiles ä hélium dans la constellation 
d’Orion, Nova acta regiae societatis scientiarum 
upsaliensis, Ser. IV, Vol. 5, No. 2, 1919, zu dem Ver- 
such einer Bestimmung der mittleren Parallaxe der 
Heliumsterne und des Nebels im Orion benutzt. Er 
geht zunächst von folgender Überlegung aus. Sind die 
den Sternen selbst eigentümlichen Bewegungen, die ‘ 
motus peculiares, klein im Vergleich mit den von der — 
Bewegung der Sonne herrührenden scheinbaren Ver- — 
schiebungen, den motus parallactici, oder sind sie 
wenigstens gleichmäßig nach Richtung und Größe ver- 
teilt, so daß sie als zufällige Fehler der motus paral- 
tactici betrachtet werden können und sich im Mittel 
aus einer genügenden Zahl von Fällen gegenseitig auf- 
heben, so wird das scheinbare Zusammenschrumpfen 
der Gruppe, d. h. die allmähliche Verkleinerung der 
scheinbaren gegenseitigen Abstände der Sterne der 
Gruppe als Folge der wachsenden Entfernung von der 
Sonne nach einem hinreichend langen Zeitraum deut- 
lich in Erscheinung treten und zusammen mit der be- 
kannten Radialgeschwindigkeit der Gruppe ein Maß 
für die Parallaxe liefern. Die relativen Bewegungen 
der Glieder der Gruppe gegeneinander werden aus 
beobachtungstechnischen Gründen genauer bekannt sein 
als die absoluten, demnach voraussichtlich einen siche- 
reren Parallaxenwert liefern als letztere. Bei der 
Oriongruppe liegen nun die Verhältnisse so, daß in- 
folge der ungeheuren Entfernung des Systems auch die 
scheinbare Kontraktion desselben in außerordentlich 
langsamem Maße vor sich geht, so daß die relativen - 
parallaktischen Bewegungen der Systemglieder eben- 
falls vorläufig an der Grenze des Nachweisbaren sich 
befinden, trotzdem für fast alle der 15 zu der Unter- 
suchung benutzten hellen Sterne genaue Ortsbestim- 
mungen seit Bradley, 1755, vorliegen. Die von Berg- 
strand ausgewählten Sterne gehören den Spektraltypen 
By bis Bs an. Unter denselben wurde § Orionis nahe 
der Mitte der Gruppe ausgewählt und auf ihn die Eigen- 
bewegungen der übrigen Sterne bezogen. Die mittlere 
Radialgeschwindigkeit der Sterne beträgt + 16,7 
km/sec, während für den Nebel die besseren Bestim- 
mungen im Mittel + 17,4 km ergeben haben. Der 
Unterschied liegt innerhalb der Unsicherheitsgrenzen | 
der beiden Werte. | 
Aus der Kontraktion des Systems ergab sich eine | 
Parallaxe von nur 0,0044”, d. h. die Kontraktion des | 
Systems ist noch bedeutend geringer als die motus 
peculiares der einzelnen Sterne. Werden die motus | 
peculiares ebenso behandelt, so ergibt sich eine zweite | 
sicherere Bestimmung der Parallaxe der Nebelgruppe | 
zu rund 0,008”, deren Unsicherheit Bergstrand auf 
weniger als 25% schätzt. Die entsprechende Entfer- 
nung ist rund 400 Lichtjahre, und dem scheinbaren 
Durchmesser der Gruppe von rund 20° entspricht eine 
wirkliche Ausdehnung von 130 Lichtjahren. Die ganze 
Gruppe bewegt sich jährlich um 0,013” in der Rich- 
tung 218% BE. 
Unter den älteren, nach verschiedenen Methoden 
ausgeführten Versuchen der Parallaxenbestimmung für — 
die Heliumsterne jener Himmelsgegend hat diejenige 
von Kapteyn den mittleren Wert 0,0054’ ergeben. © 
Für drei Doppelsterne der Gruppe findet Hertesprung — 
die mittlere Parallaxe 0,0093’, für den Algolveränder- E 
lichen ö Orionis Stebbins die hypothetische Parallaxe 
0,0032’. Die Größenordnung ist also die gleiche. 
Guthmich. 






































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