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Verteilung der Spiralnebel und der Kugelhaufen und 
kommt zu folgenden bemerkenswerten Ergebnissen: 
1. Die scheinbare Verteilung der Kugelhaufen und 
Spiralen (von 2’ Durchmesser aufwiirts) zeigt deutlich 
eine gegenseitige AusschlieBlichkeit. Es kommen nur 
ganz vereinzelte Spiralen vor in dem Gebiet, auf das, 
wie man seit langem weiß, die Kugielhaufen beschränkt 
sind, vor allem auf der nördlichen galaktischen Hemi- 
sphäre. 
2. Auf der nördlichen galaktischen Hemisphäre gibt 
es mehr Spiralnebel, als auf der südlichen (Verhält- 
nis 3: 2), und sie bilden hier ein breites Band, das sich 
von der Gegend des Großen Bären unter gleichzeitiger 
Abnahme der scheinbaren Größe‘ der Nebel über den 
Pol hinweg nach dem Sternbilde der Jungfrau hinzieht. 
Dagegen befinden sich die fünf größten Spiralnebel 
südlich der MilchstraBe, Daraus ist zu schließen, daß 
die Ebene der Milchstraße im System der Spiralnebel 
unsymmetrisch -liegt, nämlich merklich südlich der 
Symmetrieebene. 
3. Während wir die größten Spiralnebel Vorzugis- 
weise in sehr schräger aia (d. h. fast ,,von der 
Kante‘) sehen, erscheinen die Neigungen der Spiral- 
ebenen gegen die Gesichtslinie mit abnehmender Größe 
der Nebel immer gleichmäßiger um den Mittelwert 30° 
verteilt. 
4. Wenn es erlaubt ist, den von Shapley für die 
Kugelhaufen bemerkten linearen Zusammenhang 
zwischen scheinbarem Durchmesser und Entiernung auf 
die Spiralnebel zu übertragen, dann müssen wir einen 
sehr weiten Spielraum für die Entfernungen zulassen, 
da Durchmesser von 130° (Andromedanebel) bis herab 
zu 30” festeestellt sind. 
Hopmann (Über die kosmische Stellung der Kugel- 
haufen und Spiralnebel, Astr. Nachr. 5215) bewegt sich 
zum großen Teil in den Bahnen Shapleys, indem er 
die verschiedensten photometrischen Daten zur Ab- 
leitung der Entfernungen heranzieht. Bezüglich der 
Kugelhaufen findet er Shapleys Ergebnisse bestätigt. 
Die Spiralnebel sucht er als im Prinzip mit den Stern- 
haufen gleichartige Gebilde zu beweisen. Bei dem 
stark hypothetischen Charakter, der den verschiedenen, 
zur Bestimmung der Entfernung der Spiralnebel vor- 
geschlagenen Methoden zukommt, ist es kaum am 
Platze, hier näher darauf einzugehen. Wir begnügen 
uns mit der Skizzierung des Bildes, das Hopmann sich 
vom Universum macht. Mit Shapley betrachtet er die 
Kugelhaufen als außerhalb des eigentlichen „Milch- 
straBenkomplexes “ diesem aber relativ nahe, stehend. 
Die Spiralnebel sollen als den Sternhaufen ‘ähnliche 
Gebilde dann die äußere Hülle des Ganzen abgeben. 
Vom Zentrum des Milchstraßensystems (dieses mit den 
Durehmessern etwa 4000 und 20 000 parsec) wären die 
nächsten Spiralnebel (Andromeda) etwa 5000 parsec, 
die fernsten aber etwa 2,5. 10% parsec entfernt. 
Die Pickeringserie in den Spektren der O-Sterne 
ist bekanntlich zuerst für eine Nebenserie des Wasser- 
stoffs gehalten, später, auf Grund ides Bohrschen Atom- 
modells, aber als eine Serie des ionisierten Heliums er- 
kannt worden. Die Hälfte der Linien fällt nahe mit 
den Wasserstofflinien H«, H 3 .. zusammen und unter- 
scheidet sich von diesen nur um die kleine, von den 
verschiedenen Rydbergkonstanten herriihrende Wellen- 
längendifferenz von 2 A.E, Während im physikalischen ~ 
Laboratorium die Trennung‘ dieser Linienpaare längst 
gelungen ist (Paschen 1916), hatte die Auflösung der 
Astronomische a 
teilung vor die Klasse B stellen. 
physikalische Deutung der Sternspektren eingegangen 
- tronen mit den Atomen eine wesentliche Rolle zukommt, a 



































[ Die Nat 
wissenst atten 

im allgemeinen sehr breiten Wasserstöftlinien in “dens 
Spektren der O-Sterne bisher allen Bemühungen aor 
Astronomen getrotzt. Jetzt hat H. H. Plaskett (The — 
Spectra of three O-Type Stars, Publ. of the Dominion — 
Astrophys. Obs. Victoria -I, 30) an drei Sternen ein- | 
wandfrei die Trennung der Linien vollzogen. Es stand 
ihm ein ausgezeichneter Spektrograph zur Verfügung, | 
der mit einem, zwei oder drei Prismen die folgenden 
linearen ispereinden: (A. E./mm) zu erreichen ge- 




stattete: ? 
Prismen 21% Hs — 
ER =" 193 232 
IL = 66 ry 
BI 45 ERTL 

Es wurden von 10 Lacertae (Typus Oe5 mit schar- 
fen Linien) 17 Aufnahmen gewonnen, von 9 Sagittae — 
(Oe5 mit diffusen Linien) 7 und von Bp-+ 35° 3930 — 
(Oe ohne He-Linien, nur mit Het) deren 4. In der- 
Mehrzahl der Fälle ließen sich die fraglichen Linien 
trennen und die Wellenlängen messen. Im Mittel er- 
gaben sich die folgenden Zahlen, welche mit den da- 
nebengestellten ° Laboratoriumsmessungen verglichen 
werden mögen. B ar ae 





Sternspektren Laboratorium if 
H Het H Eu Het Bi 
6562,59 + 0,04 | 6560,04 + 0,02 |  6562,793 6560,18 
= 5411,62 04 — 5411,55 
4861,82 * 01)4859,08* 09) 4861,326 . 4859,34 
— 4685,70°.,- OL) 7 — 4685,74 
— 4541,67 03 — 4541,61 
2340,43 * 02 | 4338,80 04| 4340,467 4338,69 oe 
m 4200,06* 03 _ 4199,86 
4101,72* O01) 4100,27 06| 4101,738 4100,05 

Die mit * bezeichneten Linien sind in den Siena 
spektren durch Stickstofflinien gestört. Die Überein- 
stimmung mit der Bohrschen Theorie läßt also nichts 
zu wünschen übrig, wie auch noch der Vergleich der 
von Plaskett abgeleiteten Rydbergkorstanten mit der 
von Paschen bestimmten zeigt: f 
Plaskett: "Na = 109722,3 
_ Paschen: N»= 109 722,14 + 0,04 = 
Im 3. Kapitel seiner Arbeit untersucht Plaskett die 
O- und B-Spektren näher und kommt zu dem Schlusse, — 
daß die Harvard-Einteilung etwas modifiziert werden — 
müsse. Wenn man auf Grund der Theorie Sahas die 
Linienintensitit als qualitatives Maß einführt, dann 
läßt sich die Klasse O in streng dezimaler Unter- i 
Plaskett gibt für die 3 
einzelnen Unterklassen je einen typischen Stern und _ 
das Intensitätsverhältnis gewisser Linienpaare’ an. 
In einem Anhang wine schließlich noch auf die 
+ 0,44 
und nach Darlegung der Sahaschen Gedankengänge eine 
Verbesserung und Erweiterung dieser Theorie vorge- 
tragen, in der den Zusammenstößen der freien Elek- 
H, Kienle. 4 
er: 



 Heramseäber und verantwortlicher Sähritkläiter: Dr.-äng. e. h. Dr. Arnold Berliner, Berlin W 9. 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. B. conn & Co.in Berlin SW 19." 

