
zelnen Intensitätsstufen 
Riesen) zu ermöglichen. Der Anschluß an Mt. Wilson 
beruhte auf 50 K-Sternen, die Übereinstimmung der 
Messungen beider Beobachter untereinander und mit 
Mt. Wilson war sehr ermutigend. Es waren die be- 
züglichen systematischen und durchschnittlichen Diffe- 
renzen in absoluten Größen: 
Lindblad-Shapley: + 0,131 bzw. 
Harvard-Mt. Wilson: —0,09 bzw. +0,29 (14 Sterne) 
Zum Vergleich sei bemerkt, daß der wahrscheinliche 
Fehler der absoluten Helligkeiten der Mt.-Wilson-Liste 
auf +0,™4 zu veranschlagen ist. Ein Stern fällt be- 
sonders heraus, (dessen abweichenden Wert spätere 
Harvardmessungen bestätigen: & Leporis. Shapley 
und Lindblad fanden im Mittel M=+ 3,7, die Messung 
weiterer Platten durch H. und M. B. Shapley ergab 
M=+3,9, tm Mittel also .M=+ 3,8 (entäpfechend 
a = 0”,096). 
funden M=+1,5 (entsprechend x = 07,033). Die tri- 
gionometrische Parallaxe ist noch kleiner als diese 
beiden stark disharmonierenden Werte, nämlich 
= 0,024. Eine ähnlich große Abweichung findet 
sich in der zweiten Liste Shapleys für x Virginis 
(Mary, = + 3,3, Myrt.wilson = + 1,0) und in 9 Fällen von 
den übrigen 100 Sternen sind die Differenzen >1,M0 
entsprechend einer Unsicherheit der abgeleiteten Par- 
allaxe von mehr als 20%. Die Vorsicht, die von ver- 
schiedenen Seiten bezüglich der Zuverlässigkeit spek- 
troskopischer Parallaxeneinzelwerte angeraten wird, 
scheint also immerhin am Platze zu sein, und es sind 
alle Versuche, dem Mt.-Wilson-System neue und von 
ihm möglichst unabhängige Systeme an (die Seite zu 
‚stellen, zu begrüßen. 
Shapley ist denn auch auf dem einmal eingeschlage- 
nen Wege einen Schritt weitergegangen und hat das 
Harvardsystem auf eigene Füße gestellt, indem er seine 
Reduktionskurven an die aus den Eigenbewegungen des 
Bosskatalogs abgeleiteten mittleren Parallaxen (bzw. 
absoluten Helligkeiten) anschloß. Bei der bekannten 
Abhängigkeit der Sterngeschwindigkeiten von der ab- 
soluten Helligkeit ist das zwar ein etwas gewagtes 
Verfahren, aber das einzig.mögliche, solange für den 
südlichen Himmel nicht ein ähnlich ausgebautes System 
trigonometrischer Parallaxen zur Verfügung steht wie 
für den nördlichen. Die im neuen System noch einmal 
+ 0,M82 (50 Sterne) 
‚bestimmten absoluten Helligkeiten von 43 Sternen der _ 
alten Listen ergeben die folgenden systematischen bzw. 
durchschnittlichen Abweichungen: 
H.: 0.228,252 oe Cs 2432-2 0,139 nzw2 = 0,146 
während der Vergleich mit Mt. Wilson zu den Zahlen 
führt: 
Mt. Wilson — H. C. 243 : + 0,453 bzw. + 0,M51 (23 Sterne) 
— H.C. 246: 40.33 + 0.48 (9 Sterne) 
Mittel + 0,147 bzw. + 0,150 
Am Harvard werden also die Sterne um fast eine 
halbe Größenklasse absolut heller gefunden als auf dem 
Mt. Wilson. Das ist eine systematische Differenz, 
welche die mittlere innere Unsicherheit der Messungen 
(w. F. einer einzelnen absoluten Helligkeit + 0,44) 
übertrifft, : 
Eine bemerkenswerte Abweichung zwischen den 
beiden Harvardsystemen selbst tritt noch bei A Sagit- 
tarii auf, Für diesen Stern wurde in H. C. 228, über- 
einstimmend mit Mt. Wilson, gefunden M=+3,2, 
= 0,7113, während die Messung im neuen System 
_ (H. C, 243) ergab: M=+1,1, m= 0,”043. . Solche Dis- 
_krepanzen könnten bedenklich stimmen und zur Stütze 
n n 
(4 in dem Bereich der K- 
Auf dem Mt. Wilson hingegen wurde ge- - 


Astronomische Mitteilungen. oe Ses 3 Die N 
der Kritik dienen, die van Rian. (Publ. 
an der spektroskopischen Methode übt. 
Fällen mag dies auch sicher berechtigt und Vor 
geboten sein, und es wird sich empfehlen, die Int 

















ten wenigen Linien auszudehnen. ‘Daß aber im all, 
meinen die am Harvard fast ausschließlich ben 
Linie A 4215 recht brauchbar ist, weist Shapley in 
kurzen Note (H. B. 788) nach. Die Gruppierung 
217 K-Riesen am südlichen Himmel nach der Gri 
der EB ergibt einen deutlichen Gang des Intensitä 
verhältnisses zwischen A 4215 (Sr+) und ) 4326 (Fe): 
mittl. EB Int. Anzahl 
0'',023 5.0 54 
og alt 4,8 54 
ake aes 4,4 54 
0,176 4,2 55 
Ganz das gleiche Bild bieten 91 Sterne von G7 bis 
K2 des nördhichen Himmels (dar (andere Ska 
Intensititen !) : 
mittl. EB Int. Anzahl 
0,023 3,4 22 
55 3,2 23 
90 2,9 23 
0, 209. 2,5 23 
bisher Erreichten zu schlieBen, kann man den wei 
Mea ed ee Gr ia Parallaxen 
sahen, Ob ae Get neen eee Versi an einem g 1 
nicht für den speziellen Zweck und keineswegs mi 
sonders großen instrumentellen Hilfsmitteln gesa: 
a sind? : 
Die scheinbare Verteilung der M-Sterne weis nach 
Harvard Circular 245 die folgenden Eigentümlichk: 
auf. In galaktischer Liinge ist die Verteilung zieml 
gleichmäßig und zeigt nur eine Anhäufung vor 
der Serie: schwächer als 8. Größe in der Sagit L 
gegend. In galaktischer Breite ergibt sich ein de 
gemeinen Sternverteilung ähnliches Bild: die h 
Sterne zeigen geringe Konzentration gegen die M: 
straße, während bei den schwiicheren Sternen der 
fluB der Milchstraße sehr viel deutlicher hervortr; 
Einige Zahlen, aus Shapleys Tabellen zusamme 
mögen das veranschaulichen, 

Galaktische Breite 
Größe Spektr. 







+80°| 50° |: 0°: azbl 
<8,0 Son Ma |135 | 148 | 199 | 
Mb 52 53 | 74 
8,0 bis 9,0 A Ma | 71 | 124 Ee | 
Mb 923 | 41 | 95 
>90 | Ma 52 | 77. | 192 
Mb 32 44 119 



Während die Sterne heller als 8. Größe in der 1 
straße nur etwa 1/mal so häufig sind als ind 
der Pole, steigt die Konzentration der Ss 
Sterne auf den vierfachen Betrag an. ©. Sr 


Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr.cQng. e. §. Dr. Arnold Berliner, Berlin. wo 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. 8. Hermann & Co.in 1 Berlin SW 19. 


