













Die Biologische Reichsanstalt hat mittlerweile 
an naturwissenschaftlich interessierte Kreise 
ss Material zu erlangen. Diese Fragebogen fordern 
e Beobachtung einer Auswahl von charakteristischen 
ten aus Tier- und Pflanzenwelt und des Auftretens 
n tierischen und pflanzlichen Schädlingen. 
Knoch. 
Astronomische Mitteilungen. 
„Ein Stern von außergewöhnlich großer Masse ist von 
J. S. Plaskett (Monthly Notices R. A.S. 82, 447) auf 
5 dem astrophysikalischen Observatorium Victoria, Bri- 
- tish Columbia, gefunden worden. Es ist der Stern B.D. 
+ 6° 1309 (a = 6" 32™,0;8 = + 6°13’, 1900 ,0), dessen visu- 
elle Helligkeit 6™,06 beträgt. Er gehört zur Klasse der 
_ Wolf-Rayet Sterne, Spektraltypus Oe bis Oe 5, und ist 
ein spektroskopischer Doppelstern, in dessen Spektrum 
> die Linien beider Komponenten sichtbar sind. Hs, Hy 
Hs sind als Emissionsbänder von etwa 25 A Breite a 
schwacher zentraler Absorption vorhanden, auch die 
Linien des ionisierten Heliums sind als Emissionslinien 
‚sichtbar, doch ist der allgemeine Charakter des Spek- 
trums ohne Zweifel ein Absorptionsspektrum. H und 
| K des Caleiums sind als kräftige, scharfe Linien aus- 
gebildet und nehmen an der periodischen Verschiebung 
- der übrigen Linien nicht teil, wie das häufiger bei 
 spektroskopischen ie früher Spektraltypen 

- 14,41 Tage, Exzentrizität 0,035, Abstand des Periastrons 
| vom aufsteigenden Knoten 182°, halbe Amplitude der 
- Schwankung der Radialgeschwindigkeit für die hellere 
- Komponente 206,4 km, für die schwächere Komponente 
Aus diesen Elementen folgt weiter für die Projektion 
| der Summe der großen Halbachsen (@, + @) sin i = 129 
Sonnenradien und fiir die Massen m, sin??= 75,6, 
My sin??t = 63,3 Sonnenmassen. 
| Als wahrscheinlichsten Wert der Dichte nimmt 
| Plaskett 0,01 Sonnendichte und als Oberflächenhellig- 
| keit eines Oe-Sternes — 4™,0 relativ zur Sonnean. Dann 
| folgt für die absolute Helligkeit der helleren Kompo- 
| nente — 5%,65 und daraus die Parallaxe 0,”00035 ent- 
_ sprechend einer Entfernung von etwa 10000 Licht- 
jahren. Der Durchmesser der helleren Komponente 
wird 20 mal, derjenige der schwächeren 18 mal so groß 
als der Sonnendurchmesser, während ihr Abstand von- 
- einander 65 Sonnendurchmesser ist. Da bei dem System 
kein Liehtwechsel beobachtet wird, folgt aus diesen Di- 
|| mensionen, daß die Neigung der Bahnebene nicht größer 
| als 730 sein kann, womit als Minimalwerte der Massen 
| folgen m,;=86,4© und m} =72,30©. Die bisher-be- 
kannten Sterne größerer Masse sind V Puppis, ein 
Bedeckungsveränderlicher, mit m,*+m,= 330 und 
| Ae oe majoris, ein Oe-Stern, mit der Massenfunktion 
| u = 4,58 ©, woraus unter der Annahme m, = m» 
| die Minimalwerte m sin3 i = 18,20 folgen. Auch für 
andere spektroskopische Doppelsterne des Typus Oe hat 
man große Werte der Massenfunktion gefunden, und die 
enge Beziehung, welche zwischen den Wolf-Rayet 
| Sternen und den planetarischen Nebeln besteht, deren 
Massen nach Campbell und Moore auch ungewöhnlich 
große Werte erreichen — für N.G.C. 7009 hat man 
62© gefunden —, läßt den für BD- 601309 gefun- 
denen Wert nicht unwahrscheinlich erscheinen. 







Astronomische Mitteilungen. 
Le 246,7 km, Schwerpunktsgeschwindigkeit + 23,9 km/sek. 
- Observatoriums. 
Se > = 
209 
Die Auffindung eines Sternes von so großer Masse 
ist aber insofern bemerkenswert, als nach Hddingtons 
Theorie über den Aufbau der Sterne Himmelskörper von 
so großer Masse instabil werden und zerfallen. Wir 
haben es hier ohne Zweifel mit einer bemerkenswerten 
Ausnahme zu tun, und es bleibt abzuwarten, ob die wei- 
tere Forschung noch andere Sterne mit ähnlich großer 
Masse finden lassen wird. 
Die Caleiumlinien Y und K nehmen, wie oben schon 
erwähnt, an der periodischen Verschiebung der übrigen 
Linien nicht teil und ergeben die konstante Radial- 
geschwindigkeit + 16,0 km/sek., während die System- 
geschwindigkeit + 23,9 km/sek. beträgt. Die Differenz 
von + 8 km/sek. liegt dem Vorzeichen nach im Sinne 
der von Einstein geforderten Rotverschiebung, aber diese 
dürfte nach den angeführten Werten für Masse und 
Dichte nur + 2,8 km/sek. sein. Wollte man den ganzen 
Betrag von +8 km/sek. als Gravitationswirkung er- 
klären, so müßte man dem System die unzulässig hohe 
Dichte von 0,4 anstatt 0,01 Sonnendichte beilegen. 
Die Nachforschung nach kugelförmigen Stern- 
haufen auf amerikanischen Sternwarten hat die Zahl 
dieser Gebilde, die von Shapley bei seinen bekannten 
Untersuchungen auf 86 angegeben wurde, inzwischen auf 
95 erhöht (Harvard Bulletin 776). Von besonderem 
Interesse ist es, daß Lampland auf dem Lowellobser- 
vatorium einen schwachen Kugelhaufen im. Sternbilde 
des Luchs fand, weit ab von der Mehrzahl der übrigen 
Kugelhaufen. Dieser neue Kugelhaufen, N.G.C. 2419, 
hat einen scheinbaren Durchmesser von weniger als 2’ 
und damit ergibt sich nach der von Shapley gefundenen 
Relation zwischen Entfernung und Durchmesser ein Ab- 
stand von 50 000 Parsecs oder 165 000 Lichtjahren. Da 
dieser neue Haufen auf der entgegengesetzten Seite des 
Himmels liegt als die Mehrzahl der übrigen, wird durch 
ihn die Ausdehnung des Milchstraßensystems, wenn es 
durch das System der kugelförmigen Sternhaufen be- 
stimmt wird, erheblich erweitert. Die Entfernung 
dieses neuen Haufens von einem anderen, der ihm am 
Himmel nahe gegenüber liegt, beträgt etwa 350 000 
Lichtjahre, während Shapley in seinen früheren Unter- 
suchungen als Durchmesser des Milchstraßensystems 
etwa 220 000 Lichtjahre fand. Otto Kohl. 
Das neue 50-Fuß-Interferometer des Mt.-Wilson- 
Die große Bedeutung, welche die 
neue Interferenzmethode zur Messung von scheinbaren 
Durchmessern der Fixsterne hat, ist in dieser Zeit- 
schrift 9, 599—608, 1921, von Dr. v. d. Pahlen ein- 
gehend gewürdigt worden. Kennt man nämlich aus 
Messungen der Parallaxe die Entfernung des betreffen- 
den Sternes, so folgt aus dem scheinbaren oder Winkel- 
durchmesser sofort der wahre Sterndurchmesser. Diese 
tröße ist für die neueren Forschungen über den Zu- 
sammenhang von Größe, Dichte und Spektraltypus von 
Bedentung und erlaubt somit wichtige Schlußfolgerun- 
gen fiir die Entwicklungsgeschichte der Sterne. 
Die Methode beruht im wesentlichen darauf, daB von 
jedem Punkt des Sterns auf die Erde ein Bündel pa- 
ralleles Licht gesandt wird. Von der ebenen Wellen- 
front dieses Bündels werden zwei kleine Stücke aus- 
gesondert und mit Hilfe von Spiegeln und Linsen zur 
Deckung gebracht. Es entsteht dann ein Bildchen, 
welches von Interferenzstreifen durchzogen ist. Hat 
der Stern von der Erde aus gesehen einen endlichen 
Winkeldurchmesser, so überlagern sich die Interferenz- 
bilder, welche von den verschiedenen Punkten der 
Sternoberfliiche herrühren. Bei einem bestimmten Ab- 
stand der aus der Wellenfront ausgeschnittenen Stücke 
