


TR 
ek K Aurekführber. Dies wäre nun in der 
& Pat. der Fall, wenn ein Stern von einer 
sehr ausgedehnten Atmosphäre um- 
geben ist bzw. in einem weiten helleuch- 
tenden Nebel schwimmt. Bei der unzweifel- 
haft vorhandenen engen Beziehung der B- 
Sterne zu der am Himmel sichtbaren Nebel- 
materie konnte man hoffen, solche Kon- 
stellationen zu finden. Bei einer solchen ‘wären 
. die Absorptionslinien der weiten Sternatmo- 
sphäre bzw. die Emissionslinien des Nebels vermut- 
lich durch einen Gravitationseffekt kaum ver- 
_ falscht, da die Gravitationsfelder in den weiten 
"interstellaren Räumen, die die fein verteilte Nebel- 
- materie ausfüllt, viel schwächer als an der Ober- 
fläche der Sterne sind. Aus der mit dem Stern 
bewegten Atmosphäre bezw. Nebelmaterie müßte 
"man demgemäß den reinen Dopplereffekt des be- 
trachteten Systems ableiten können und die Frage 
wäre nun, ob das Sternspektrum gegenüber den 
“ Nebellinien dieselbe Rotverschiebung aufweist, 
= die sich statistisch kundgetan hatte. 
Ein außerordentlich günstiges 
Objekt für eine solche Untersuchung bietet 
ich uns im Orionnebel, zugleich auch 
bisher das einzige dieser Art. Dieser 
Nebel ist der hellste am Himmel und um- 
‘gibt eine auffallend starke Anhäufung heller 
3 B-Sterne, die unzweifelhaft miteinander als auch 
mi it dem Nebel eine organische Einheit bilden. 
if Darauf deutet einerseits die äußere Struktur des 
Nebels hin, andrerseits bei den Sternen die 
Gleichheit der Spektren, der -Eigenbewegungen 
und Radialgeschwindigkeiten. 
In der nachfolgenden Tabelle sind alle Sterne 
der sogenannten Orion-Nebelgruppe angeführt, 
_ ferner die beobachtete Radialgeschwindigkeit eo, 
ie “von der Sonnenbewegung befreite go; und 
schließlich die Differenz: 0x. — om wo en die 
~ Radialgeschwindigkeit des Nebels bedeutet. 


































Er - xe 
me Stern Beek ie | ne | et 
B | +208 | + 28 | + 3,5 
Bz | +280 +106 | +114 
Bs; | +2234 +54| + 61 
B, | +355 | +17,9 | +186 
B | +120 | — 4,7 | — 4,0 
Bs | +216 | + 52 | + 59 
B | +231 | + 5,7 | + 64 
B | +17, | — 15 | — 08 
Ss “} O5-| #800 + 24 | + 31 ; 
Boss 619 ...| By | _ — — 
@ Orionis ..| 9 | +190 | + 14 |) + 21 
Bee yk. Bg = as 
| SSIS x O5: | +215 | + 35 | + 42 
« , «| Bo |} +245 | + 69 ) + 76 
A.G.0.6471| B,; | +290 | +10,7 | +114 
& Orionis. Boo} 418377 7.06% 2:18 
. 6. ©. 6616 | B, poo CHE Ta 
See) Freundlich: Zur 1 Prüfung der allgemeinen. Relativitätstheorie. 
Mittel +6,04 1,0 km 
~ Wie die Tabelle zeigt, ist eine allgemeine Rot- 
verschiebung der Sternspektren gegenüber dem 
Nebelspektrum deutlich ausgeprägt. Nur zwei 
Sterne fallen aus dem Rahmen, und zwar p Orionis 
und 36 Orionis. Zu diesen ist aber folgendes 
zu bemerken. Während die sphärischen Eigen- 
bewegungen der Sterne in der Tabelle durchweg 
sehr klein und kaum nachweisbar sind — sie 
liegen in Deklination unterhalb 0,01’ —, sind 
die Eigenbewegungen der beiden Sterne y- und 
36 Orionis die einzigen, für welche die Eigenbe- 
633° 
weeungen in Deklination größer als 0,01” nach den 
bisherigen Katalogbeobachtungen herauskommen. 
Dieser Umstand zugleich mit dem, daß die Radial- 
geschwindigkeiten 04 merklich kleiner sind als 
das Mittel aus den übrigen, spricht dafür, daß die 
beiden Sterne nicht zur engeren Orion-Nebel- 
gruppe gehören, sondern sieh nur in dieses Gebiet 
der Sphäre projizieren. Möglicherweise sind bei 
ihnen auch die Radialgeschwindigkeiten durch un- 
bekannte Bahnbewegungen verfälscht, denn ein 
ungewöhnlich hoher Prozentsatz der B-Sterne sind 
spektroskopische Doppelsterne mit großen Bahn- 
geschwindigkeiten. Dieser verfälschende Ein- 
fluß der Bahngeschwindigkeit ist besonders noch 
bei dem Stern n Orionis zu befürchten, der nach 
der anderen Seite merklich aus dem Mittel her- 
ausfällt. Dieser Stern stellt nach den Unter- 
suchungen über die spektroskopischen Doppel- 
sterne eines der größten Systeme dar, die man 
bisher gefunden hat. Die besonders auffallende 
Rotverschiebung könnte also möglicherweise reell 
sein. Doch ist bei den großen Bahngeschwindig- 
keiten, welche bei diesem System auftreten, und den 
noch unaufgeklärten systematischen Abweichun- 
gen, die sich in der errechneten Bahn zeigen und 
die vermutlich von weiteren Massen in diesem 
System herrühren, die Unsicherheit in der Be- 
stimmung der Radialgeschwindigkeit des Schwer- 
punktes noch so groß, daß der obige Wert um 10 
und mehr Kilometer falsch sein kann. Ich habe 
darum diesen Stern zugleich mit Y- und 36 Orio- 
nis aus der Mittelbildung ausgeschlossen. 
Wir gelangen damit durch den Vergleich der 
Linienverschiebungen bei den Sternen und dem 
Nebel im Orion zu der Erkenntnis, daß die allge- 
meine Rotverschiebung, die sich bei den B-Ster- 
nen statistisch offenbarte, sich auch wieder 
zwischen Stern- und Nebelspektrum zu erken- © 
nen gibt. Dies weist wohl unzweifelhaft darauf 
hin, daß die Rotverschiebung kein Dopplereffekt 
ist, sondern in den besonderen Bedingungen der 
Lichtemission auf den Sternen ihren Ursprung 
hat. Vom Standpunkt der allgemeinen Relativi- 
tätstheorie ist eine solche Rotverschiebung der 
Spektren der Sterne gegenüber demjenigen des 
Nebels- durchaus als Folge der Gravitationszu- 
stände auf den Oberflächen der Sterne zu er- 
warten. Darum spricht auch dieses Ergebnis 
sehr gewichtig zugunsten der neuen Theorie. 
"Daß die Rotverschiebung der Sterne im Orion im 
Betrage von +6 km merklich größer heraus- 
kommt als nach der statistischem Methode, ist 
85 
