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dieselbe infolge der starken Felder der elektronegativen 
.Brommoleküle so weit geht, daß die Struktur der Linien 
vollständig verschwindet. Zu bemerken ist, daß die so- 
genannte Cyanbande bei A=3883, die aber auch dem 
Stickstoff zuzuschreiben ist, in ihrer Schärfe fast un- 
Astronomische Mitteilungen. 
Entfernung und absolute Helligkeit der § Cephei- 
Sterne. In ihrer bekannten Kritik!) der Shapley- 
schen Entfernungsskala der Kugelhaufen waren 
Kapteyn und van Rhijn von den Eigenbewegungen 
einiger wenigen 6 Cephei-Sterne ausgegangen. und 
hatten daraus säkuwlare Parallaxen abgeleitet, deren 
Zuverlässigkeit von Shapley mit Erfolg angefochten 
werden konnte). Nun hat  &. E. Wilson?) das 
Problem von neuem, aber auf wesentlich breiterer 
Basis, in Angriff genommen. Er trug alles zu- 
sammen, was an EB von § Cephei-Sternen irgendwie 
erreichbar war, und verfügte so schließlich über eine 
Liste von 84 Sternen (gegenüber 10 bei Kapteyn), 
von denen 14 als aus irgendwelchen Gründen zweifel- 
haft später unberücksichtigt blieben. Der grundsäbz- 
liche Unterschied zwischen den Sternen mit Perioden 
unter einem Tag und solchen über einem Tag kommt 
in folgenden Mittelwerten zum Ausdruck: 
Peri- An- i 
ode zahl ™” b q x 2 
0452 19 9,8 385° +0",0169 +0",0979 :94 km/sec 
10558-2201 .GBo 72 1407 0132 
m. ist die scheinbare Größe, b die galaktische 
Breite, q die parallaktische EB, 7 die Komponente 
der EB in der Richtung: senkrecht zur Sonnen- 
bewegung und V schließlich die aus 6 bzw. 24 Radial- 
bewegungen abgeleitete, den t+ entsprechende Spezial- 
bewegung. Bezeichnet noch Vo die Sonnengeschwindig- 
keit, die aus den Radialbewegungen der Gruppe II 
zu 21,4 km/sec gefunden wurde, so kénnen die mitt- 
leren Parallaxen aus einer der beiden Beziehungen 
berechnet werden: 
—=0",0009" 112.2, 
qd 
ty =A ole — 
1 : Vo 
Tw, — 4,737 2 Fr 
Die nach Ausscheidung aller Sterne, deren EB mit 
einem größeren” wahrscheinlichen Fehler als + 0”,015 
behaftet sind (15 Sterne), erhaltenen Einzelresultate 
und die entsprechenden Zahlen Shapleys sind: 
Periode Anz. au Ie Im Ish f 
-0-14 14 +0",0033 + .0’,0018 0,0014 0,0016 - 0,9 
326,48 44 43 44 32 14 
6220s 40 23 33 18 1,8 
9-20 9 10 34 16 13 12 
90-4055 == 02 52 - 5 6 07 
Xm sind die nach Maßgabe der Unsicherheit der 
Werte a und ns gebildeten Mittelwerte, f die Fak- 
toren, mit denen Shapleys Zahlen zu muitiplizieren 
wären. Mit Rücksicht auf die geringen Anzahlen von 
Sternen in den einzelnen Gruppen haben die Un- 
stimmigkeiten zwischen dem gy und sm» nichts Be- 
1) Siehe Naturw. 10, 552- (1922). 
) Siehe Naturw. 11, 138 (1923). 
3) Astr, Journal-XXXV, 35 (Nr. 821), 



Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr. ng. e. 5. Dr. Arnold Ber Berlin W9. — + 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9: — Druck yon H.S. Hermann & Co. in Berlin SW 19. 
Astronomische Mitteilungen. © 
" Gesamtmittel zusammen, so erhält man: 
and F. Publ. Dominion Obs. 
gat, ee En tod 
beeinflußt bleibt durch den Zusatz “des Broneas 
Molekiile des Stickstoffes miissen also i 
ee die bei der Emission. ee. 
besinflußbar sein. 































fremdliches. Faßt man alle Einzelwerte zu einem 
q= 0,0143 Vo = 22,0 km/sec ir ‚0031 F 
t= 0",0136 V =28.6 ai = iis 0073 s 
Und damit: : 
Tn Oe ‚00254 Ush — 0% 00199 f= 1 ‚28 a 
Shapleys Entfernungsskala ist also höchstens um 
30 % zu verkürzen. = 
Zu einer wesentlich anderen Auffassung Her Sach- 
lage kommt Henroteau*) am Schlusse einer Arbeit, — 
die sich mit variablen Radialgeschwindigkeiten be- _ 
schäftigt. Indem er den Grund der Variation in 
Pulsationen der Sterne sieht, konstruiert er die fol- 
Sale, Reihe- von Typen mit abnehmender Perioden- 
länge 






Typus | Speier: Periode Linien — 
klasse 
6Cephei ...| G-Riese | 35% bis 5% [scharf f 
were ie Riese 16% „ 34 | etwas diffus bei 
kurz. Perioden 
ß Canis maj.. B St , 445 [gewöhnlich — i 
ers etwas diffus 
5 | A und F 4» , 2s" | breit und diffus 

Da die Abnahme der Periode im Sinne zu ce 
den Alters der Sterne erfolgt, stellt Henroteaw den 
Satz auf: „Die Periode ist eine Funktion einer ein- 
zigen Variablen, der mittleren Dichte des ‚Sternes, 
oder vielleicht eine Funktion. zweier Variablen, der 
mittleren Dichte und der Masse des Sternes, wobei 
die Änderungen der mittleren Dichte bei weitem den 
größten Einfluß auf die Periodenlänge haben — 
Dies zwingt zu der Schlußfolgerung, daß die 
kurzperiodischen § Cephei-Sterne (insbesondere aber 
die . Haufen-Veränderlichen) Sterne von geringer 
Masse und kleiner absoluter Helligkeit seien. Damit 
käme man wieder auf den von (Curtis und anderen 
vertretenen Standpunkt bezüglich der Entfernung u 
Größe der kugelförmigen 'Sterühaufen. Man müßte 
dann nicht nur einen Unterschied in-den § Ceph 
Sternen ein und desselben Spektraltypus machen, son- 
dern müßte auch den anderen Sternen in den Stern- 
haufen “Eigenschaften ‘zuschreiben verschieden — v iH 
denen der normalen Sterne, müßte insbesondere die 
B- und A-Sterne in den Sternhaufen um durchschni 
lich 5 Größenklassen schwächer annehmen als 
Sterne desselben Typus im Milchstraßensystem.- 
lange nicht zwingendere Gründe vorliegen als die 
die sehr hypothetische Pulsntionstheoria sich stü 
den, wird man wohl lieber an der Einheitlichkeit 
Shapleyschen Weltbildes festhalten. Kien 
4) A speetrographie ‘study of stars of classe 
Ottawa Vol. VIII, Nr 
