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tistische Gr öße ist, 
dureh : 
z. B. für die &-Richtung definiert 
2 [a2 F] {a F]\2 
(a Pisce aie Be Uitbied 
m] [F 
Darin ist © die Nummer des Feldes, ? die Anzahl der 
Sterne in ihm und die eckigen Klammern sind die be- 
kannten Summationszeichen. Der Durchmesser eines 
Haufens in einer bestimmten Richtung ist dann nach 
einer früheren Bemerkung Charliers gleich der 5- bis 
6fachen Dispersion. In unserem Falle gibt das 
Schema B: 
0% == 4100 Gy =~ 6,66 
oder dz = 37',50 — 45'00 dy = 33',30 — 40/00 
Im Mittel d= 35’—43’ unter Andeutung einer kleinen . 
Asymmetrie. 
Es interessiert hier natürlich der Vergleich mit 
den Ergebnissen Triimplers. Ich stelle die den beiden 
Arbeiten gemeinsamen Haufen zusammen, 
Trümpler Raab T/R 
Bisesepor an un (N 2,35 2,5 
ING CTO 2s sth en Gites sien 4,2 1,0 4,2 
NGG 6633 Fey a ur 2,2 0,6 3,7. 
Melotter 210... 0% 32 13 2,5 
IV Parsot eet | eae ) 0,8 0,8 1,0 
Wie man sieht, sind Trümplers Durchmesser bis 
um das Vierfache größer als die Raabs. Der. ganzen 
Anlage nach scheinen mir Trümplers Werte das größere 
Vertrauen zu verdienen. Ich bemerke z. B., daß ich 
für Messier 35 nach Trümplers Methode auch etwa 
einen doppelt so großen Durchmesser erhielt als Raub 
ihn angibt, 
2. Die Entfernung der offenen Haufen. spielt die 
weitaus größte Rolle in der vorliegenden Arbeit. Die 
Methode ist in kurzen Zügen die folgende. Sie grün- 
det sich vor allem auf die in den Haren vorkommenden 
B- und .A-Sterne, deren absolute Helligkeiten als im 
Mittel überall dieselben und mit hiumeichender Genauig- 
keit bekannt angenommen werden. Für die B-Sterne 
entscheidet sich Raab für den Wert M = — 2,02 (in 
1 Siriometer Entfernung), während er für die A-Sterne 
M,=—0,2 annimmt. Kennt man noch die mittlere 
scheinbare Helligkeit dieser Sterne in einem gegebenen 
Haufen, dann kann die Entfernung ohne weiteres abge- 
leitet werden. Da der Henry „Draper- -Katalog nur in 
einer ‚geringen Anzahl von Fällen herangezogen werden 
kann, so betrachtet Raab — in‘ziemlich anfechtbarer 
Weise — einfach 80 % aller Haufensterne heller als 9,5 
als A-Sterne, ebenso 65 % der Sterne zwischen 9,5 und 
10,5 und 52% der Sterne zwischen 10,5 und 11,5. 
Aus den Anzahlen und den scheinbaren Helligkeiten 
‚ werden die mittleren Helligkeiten nach einer bekann- 
ten Formel von Kapteyn abgeleitet. Im ganzen stecken 
in den Voraussetzungen sowohl wie in der Anwendung’ 
der Methode so viele Unsicherheiten, daß es mir 
zweifelhaft erscheinen will, ob der sicherlich große Auf- 
wand an Arbeit und Sorgfalt der Zuverlässigkeit der 
Ergebnisse entspricht. Der Vergleich mit den Ar- 
beiten anderer Astronomen führt auch hier zu unge- 
lösten Wildersprüchen. Auf der einen Seite steht 
Schouten, der nach einer im Prinzip gleichen Methode 
etwa 3- bis 4fach kleinere Entfernungen findet, auf 
der anderen Shapley, dessen Distanzen im Mittel 2 bis 
4mal größer sind. Analog wie bei den Kugelhaufen 
schwanken also auch hier die Entfernungen zwischen 
zwei Extremwerten, die sich um eine Pen von- 
einander unterscheiden. 
83. Raab findet folgende Zusammenhänge zwischen 
den Durchmessern der Haufen und einigen anderen 


Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr.-Ing. e. h. Dr. Arnold Berliner, Berlin Wo. SG) ae 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. S- Hermann & Co. in Berlin SW 19. DEREN IE Nu fe 
Astronomische Mitte 
E2B20)2 
den Franklin-Adams-Karten reproduziert sind, Wenn ie 
Eigenschaften. Es ist der Korrel tic 
alah ees Durchmesser und a 





haupt: 0,57 + 0,09, cat 
ib) mittlerer  Helligkeit der hellsten WAS ieee. pi 
— 0,49 + 0,11, Be 
y 
e) Entfernung: 250: 69 + 0,10. : 
4. Eine wertvolle Beigabe stellen 26 Tafeln de, 3 
auf denen die meisten der bearbeiteten Haufen nach 
auch für weitere Abzählungszwecke nicht geeignet, da ee 
durch die Reproduktion natürlich einiges verloren ging, 
so geben die Bilder doch ein gutes Änschauungsmate- 
rial und lassen erkennen, welch verschiedenartige Ob- 
jekte unter den ‚offenen Haugen sich vorfinden. 
: H. Kienle. 
Die diffusen Milchstraßennebel. Die Ergebnisse 
einer größeren Untersuchung von E. Hubble über diese 
Nebel3) sind physikalisch von ganz besonderem Inter- — 
esse. Neben Vorschlägen über eine einfache Klassifi- 
kation. der kosmischen Nebel und neben einer Darstel- 
lung der Verteilung der galaktischen Nebel in bezug 
auf die Symmetrieebene ied Milchstraße enthält die — 
Arbeit vor allem eine vergleichende Untersuchung der. 
Spektren der diffusen: Nebel und der in den Nebeln ein- — 
gelagerten Sterne. Von den bis jetzt in bezug auf ihr a 
Spektrum untersuchten diffusen Milchstraßennebeln be — 
sitzen 33 ein kontinuierliches Spektrum, gelegentlich ER 
mit einzelnen hellen oder dunkeln Linien, 29 ein Emis- | 
sionsspektrum (vor allem Nebulium und Wasserstoff). 
Das Emissionsspektrum ist also keineswegs, wie man 
früher annahm, bei den diffusen Nebeln vorherrschend. 
Die Sterne innerhalb der Nebelmaterie zeigen eine ' 
deutliche Abhängigkeit vom Spektralcharakter des 
Nebels. Sterne in Nebeln von kontinuierlichem Spek- 
trum zählen durchweg zu einer späteren Spektralklasse 
(B 1 und später) als die Sterne, die in Nebeln mit Emis- _ 
sionsspektren sich befinden (Spektralklasse Oe 5 bis ~~ 
Auch zeigen die Sternspektren der ersten Gruppe 
weitgehende Übereinstimmung mit dem kontinuierlichen 
Nebelspektrum, während bei den Sternen in Nebeln mit BR 
Emissionsspektrum eine solche Übereinstimmung nicht 
vorhanden ist. Eine Ausdehnung der Untersuchung auf ; 
die planetarischen Nebel, die ebenfalls der Milchstraße : 
angehören, zeigt auch hier einen deutlichen Zusammen, 
hang zwischen der Art des Nebels und dem ‘Spektral, 
typus des vom Nebel eingehiillten Zentralsterns. Die 
Zentralsterne kleiner planetarischer Nebel sind Wolf, 
Rayet-Sterne, diejenigen groBer planetarischer Nebel # 
stehen zwischen Wolf-Rayet-Typus und Oe 5. ~~ 
Aus diesen Beobachtungstatsachen geht zweifellog a | 
hervor, daß alle galaktischen Nebel mit Sternen rium; u 
lich verbunden sind, und daß die Spektra der Nebel 
und der Sterne in ursächlichem Zusammenhang mitein- 
ander stehen. Nur bei den diffusen Nebeln mit. kon 
tinuierlichem Spektrum wird man annehmen können, ars 
daß deren Licht reflektiertes Licht der Sterne ist, Die aa 
Nebel mit Emissionsspektrum dagegen müssen ‚durch 
die bei ihnen stehenden Sterne zum Selbstleuchten an- 
geregt werden. Eine solche Emissionsanregung kann 
offenbar nur durch Sterne von besonders hoher. Tem 
peratur erfolgen. Während jedoch die Zentralsterne der 5 if 
planetarischen Nebel dauernde Bestandteile der letzter: 
sind, hat es den Anschein, daß die Sterne in den dit 
fusen Nebeln diesen nur vorübergehend ee f ni 
| Ka Ar Kopf. 
3) Astrophys. Journal Vol. 56, s. 162, eee sowie : . 
Mount Wilson Contributions Nr. 241. ee et 



