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11. Das 
außerordentlich 
deren Sternen. 
schienen in jedem der 
15 neue Sterne, die im Maximum heller als 10. Größe 
waren. Während aus dieser Zahl hervorgeht, daß im 
Laufe von etwa 10° Jahren durchschnittlich - jeder 
Stern des Milchstraßensystems mindestens einmal als 
neuer Stern aufgeleuchtet haben müßte, beweisen die 
geologischen Verhältnisse der Erde, daß jedenfalls für 
unsere Sonne in dieser Zeit keine solchen umwälzenden 
Ereignisse stattgefunden haben. 
Strahlungsgleichgewicht der Sonne scheint 
stabil zu sein im Vergleich zu an- 
Nach Baileys Untersuchungen er- 
Unsichtbare Sonnenflecke. Durch die Arbeiten des 
Mt. Wilson Solar Observatory in den letzten Jahren 
ist wohl die Natur der Sonnenflecke als magnetischer 
Wirbelstiirme in der Sonnenatmosphäre einwandfrei 
nachgewiesen. Dabei war aufgefallen, daß weitaus der 
größte Teil der beobachteten Sonnenflecke (61 % von 
1915—1917) paarweise auftraten, mit entgegengesetz- 
ten magnetischen Feldern, während ein Teil des 
Restes zum mindesten eine Tendenz zur Bipolarität 
erkennen ließ. Es erwuchs die Frage, ob nicht über- 
haupt alle Flecke bipolar und nur gelegentlich die 
Komponenten teilweise unsichtbar seien? 
kurzen Notiz (Proc. N.A.S. 8, 168/70, 1922) be- 
richtet Hale über die dahin zielenden Versuche. Die 
Erhöhung der photographischen Kontraste durch Ver- 
wendung ultravioletten Lichtes hatte nicht zum Erfolg 
geführt, dagegen gelang der Nachweis magnetischer 
Felder an Stellen der Sonnenoberfläche, an denen kein 
Fleck oder nur ein unipolarer zu sehen war, mit Hilfe 
des Zeemanefiektes. Beobachtet wurde die Eisenlinie 
2.6173, die in starken Feldern großer Flecke als weites 
Triplet erscheint. In schwachen Feldern wird sie nur 
verbreitert, und ihre Zeemanaufspaltung kann nach- 
gewiesen werden durch Auslöschung entweder 
roten oder violetten Randes durch ein Nicolsches 
Prisma und ein %%-Plättehen. Bei der Suche nach 
unsichtbaren Flecken wurde noch ein. % )-Plittchen 
vorgeschaltet, das durch einen Motor hin und her 
gedreht wurde und auf diese Weise eine periodische 
Veränderung der durch Zeemaneffekt  beeinflußten 
Linien hervorrufen mußte. Auf diese Weise gelang es, 
Felder von einer Intensität bis herab zu 200 Gauß 
nachzuweisen. Die schönste Stütze fand die Theorie 
von den unsichtbaren Sonnenflecken dadurch, daß in 
einer Reihe von Fällen der zuerst auf magnetischem - 
Wege nachgewiesene Fleck nach ein oder 
auch optisch in Erscheinung trat. 
tung der Beobachtungsmethode ist darin zu suchen, 
daß sie uns die Flecken gewissermaßen bis näher an 
ihren Ursprung heran zu verfolgen, d. h. das magne- 
tische Stérungsfeld, das sie darstellen, über einen 
größeren Bereich seines Lebens zu beobachten gestattet. 
zwei Tagen 
Spektroskopische Parallaxen der A-Sterne. In 
den bisherigen Verzeichnissen spektroskopischer Par- 
allaxen sind nur vereinzelte A-Sterne enthalten. Der 
Grund liegt darin, daß einerseits die A-Spektren wegen 
ihres geringen Linienreichtums und des oft sehr ver- 
‘waschenen Aussehens der Linien einer quantitativen 
Festlegung der Typen nach der Methode von Kohl- 
schütter-Adams Schwierigkeiten bereiteten, anderer- 
seits auch noch nicht sehr viele zuverlässig auf. an- 
derem Wege bestimmte Parallaxen von A-Sternen zur 
Se te 
un ee | 
SE 
Astronomische Mitteilungen. ; 
letzten 30 Jahre mindestens - 
In einer | 
des — 
Die hohe Bedeu- - 




Verfügung standen, um die en Eichungs- = 
kurven aufzustellen. Beider ‚Schwierigkeiten scheint 
man aber jetzt Herr geworden zu sein, nach einer 
Mitteilung von Adams und Joy (Proc. N, A, S, Vol. 8, — 
p. 173/176) : A method of deriving the distance of 
the A-type stars. Der Untersuchung sind 109 Sterne 
von B9 bis F2 zugrunde gelegt, deren Parallax | 
drei verschiedenen Quellen entnommen sind: Hanes 
1. Trigonometrische Parallaxen verschiedener Be I 
obachter; : Ss : mes = 
2. sogen. dynamische Parallaxen aus einer zes | 
nicht Bubip erben Arbeit Russels, berechnet nach > ; 
0 

der für Doppelsterne gültigen Formeln = 

= P2 = 
wo a” die Halbachse der Bahn, P die Umlaufs- 
zeit, m die Summe der Massen beider Kom- — 
ponenten ist, über welche bestimmte hypothetische 
Annahmen gemacht werden müssen; 
3. Para.laxen von Haufensternen aus der Arbeit 
von Rasmuson (siehe Naturw. 1922, Heft 38). 
' Diese liefern die zuverlässigsten Werte. 
Die Einordnung der Spektren in die Talap 
teilungen B9, AO, Al, .. .. nach der Intensität der - 
"Linien mußte darauf Rücksicht nehmen, daß bei den 
frühesten Typen ein Unterschied gemacht werden = 
muß, je nachdem die Linien scharf oder verwaschen _ 
sind. Dieser Unterschied. verschwindet etwa bei 
A6. Es ergibt sich der folgende eindeutige Zusammen- SE 
hang zwischen dem Spektraltypus und der abecluten. 
Helligkeit: = 







An- RE 
zahl | = = an ee 
BO 9 | +0,88 ee =e En is 
AO 14 - 1,09 24405 
Al 12 (4) 0,91 (0,15) | 2,0+0,7 (2,4 + 0,2). 
A2 12(7)| 1,59 (0,51) | 24-10 ton 
A3 7 (8) 1,59 (1,18) | 2,2+0,5 aS oe 
Ass |ı 3.107 264505 r x 
A6/7 | 11 2,24 23 Ede ee = 
A8/9 | 10. ~ 2,58 24 Ff Bee 
F0/2 4 2,82 233409 — = 
Die. eingeklammerten Werte "beziehen sich” ale 
Sterne mit scharfen Linien und bestätigen die auch 
anderweitig gemachten Feststellungen, daß die Schärfe 
der Linien ein Kriterium für eronere sbeonte Helge! she 
keit ist. nee er 
Reduziert man FR aus den Da abgeleiteten 
absoluten Helligkeiten der einzelnen Sterne mit Hie 
der aus den Zahlen M der Tabelle ‚gewonnenen 
Kurven (Abszisse: Spektraltypus; Ordinate: absolute : 
Heiligkeit M) auf die Helligkeit des mittleren Typus 
AT, so erhält man die Zahlen M (A7) der Tabelle — 
mit ihren wahrscheinlichen Fehlern, aus denen oo : 
Brauchbarkeit der Methode erhellt, vor allem, - 
man bedenkt, daß der ee Teil ‚der. Unsic cherheiten 





Eiieransgiblr und verantwortlicher Schriftleiter: Dr. GR e: h. Dr. Arnold Berliner, Berlin wo 
Verlag von Julius Springer in Berlin W. 9.— Druck von H. 8: Hormann & Co.in Berlin Sw. : 

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