ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 218. Nr. 5229-30. 21-22.

. Untersuchung des K-Effektes auf Grund des Katalogs von Radialgeschwindigkeiten vonJ. Voiite. Von E. FrezfidZich und E. v. d. PnhZen.

(Mit drei Tafeln.)

I. Kapitel. Die von den Herren Kapteyn und

Campbell vor etwa einem Jahrzehnt entdeckte Tatsache, daO die von der Sonnenbewegung befreiten Radialgeschwindig- keiten der Sterne der Spektralklassen B, K und M sich nicht um den Wert Null symmetrisch gruppieren, sondern immer von Null verschiedene, positive Mittelwerte ergeben, hat be- kanntlich noch keine befriedigende Erkliirung gefunden. Es ist sogar bis jetzt nicht einmal moglich gewesen, die Frage zu entscheiden, ob dieser sogenannte K-Effekt auf eine wirk- liche Eigentiimlichkeit in den Bewegungen der Sterne der erwahnten Spektralklassen zuriickzufiihren ist , oder ob er einer durch physikalische Ursachen in ihren Atmosphlren bewirkten Verschiebung der Linien ihrer Spektren seine Entstehung verdankt, die, als Dopplereffekt gedeutet , eine Expansion des von ihnen gebildeten Systems vortluscht. I n neuerer Zeit ist auch von einem von uns') der Versuch gemacht worden, diese Verschiebung als Gravitationseffekt zu deuten, da nach der Allgemeinen Relativititstheorie alle Spektrallinien eines in einem Gravitationsfelde leuchtenden oder Licht absorbierenden Gases nach dem roten Ende des Spektrums verschoben erscheinen miissen, und gerade unter den Sternen der den K-Effekt zeigenden Spektralklassen sich besonders viele Sterne grofier Masse befinden durften. Es ist aber bis zum heutigen Tage noch unentschieden, welche von den drei oben erwahnten Ursachen f i r den K-Effekt verantwortlich zu machen ist, und ob er nicht vielleicht einer Kombination mehrerer Ursachen seine Entstehung verdankt. Eine vollstttndige Klarung dieser Frage kann natiirlich nur durch eine eingehende Untersuchung der Radialgeschwindig- keiten moglichst vieler Sterne erreicht werden, die aber durch die Knappheit des vorliegenden Beobachtungsmaterials auOer- ordentlich erschwert wird.

Eine ausfiihrliche Diskussion aller ihm zugiinglichen Radialgeschwindigkeiten hat W. GyIIenberg im Jahre I 9 I 5 veroffentlicht '). In ihr behandelt er die aus verschiedenen Quellen entnommenen Radialgeschwindigkeiten von I 640 Sternen nach den von Herrn Charlzer entwickelten statistischen Methoden. Das interessanteste Resultat, zu dem Herr Gyllen- berg in dieser Untersuchung gelangt, ist wohl die in seinen Figuren I und 9 (S. 2 I und 25) dargestellte Abhangigkeit sowohl der inittleren Radialgeschwindigkeit K, wie auch der

I . E i n l e i t u n g . Sonnengeschwindigkeit von der Spektralklasse, welche die bereits von Herrn CamPbeZZ gefundene Tatsache, daO der K-Effekt nur fiir die Klassen B, K und M einen merklichen Wert hat, und bei den Sternen der Spektralklassen A, F und G verschwindend klein ist, in vollem MaDe zu bestatigen scheint. Ferner sind auch die sieben Diagramme (Fig. 2-8, S. 23,24), die den K-Effekt in verschiedenen in der galaktischen Ebene liegenden Richtungen fur die Spektralklassen B-M dar- stellen, auDerst bemerkenswert. Eine genauere Betrachtung dieser Diagramme und der ihnen zu Grunde liegenden Zahlen- werte legt nlirnlich den von GyIknberg allerdings noch nicht ausgesprochenen Gedanken nahe, daO bei denjenigen Spektral- klassen, bei denen uberhaupt von einem realen K- Effekte gesprochen werden kann (also den Klassen B, K, M), eine Abhangigkeit der GroOe dieses Effektes von der galaktischen Lange angedeutet zu sein scheint, und zwar in dem Sinne, daO die groflten Werte ungefahr in den durch die A'affeynsche Zweistrombewegung definierten Vertex- und Antivertexrich- tungen auftreten. Diese Bemerkung schien uns aus dem Grunde eine besondere Beachtung zu verdienen, weil eine ganze Reihe von, zum Teile neu entdeckten, Tatsachen darauf zu deuten scheinen, daO die Vertexrichtung, welche ja urspriinglich nur die bevorzugte Bewegungsrichtung der Sterne unseres ,innersten# Sternsystenis vorstellt, in Wirklichkeit eine vie1 umfassendere kosmische Bedeutung haben kann. Nimmt man, nach Kapfeyn, fur die Koordinaten des Vertex die Werte d = - I ZOO, cc = 17406 an, was auf galaktische Koordinaten umgerechnet etwa dem Punkte B = o", = 347" entspricht, so kann der oben ausgesprochene Gedanke am besten durch folgende kleine Zusammenstellung erlautert werden: Vertex der Zweistrom-Bewegung etwa 4 = oo 2 = 347O Haufungspunkt der Wolf-Rayet-

Haufungspunkt der planetarischen

Richtung nach dem Mittelpunkte des Systems der kugelforniigen Sternhaufen (Shaplry) ')

D Sterne s, O0 305"

Nebel 4, 3O 3 5 2 O

O0 325O

))

b

Sollte sich noch einwandfrei feststellen lassen, da8, der K-Effekt in einer von den oben angegebenen wenig ab- weichenden Richtung einen ausgezeichneten Wert besitzt, so wiirde, da die B-Sterne, bei denen er am deutlichsten zu Tage

'1 E. Fmmd(irh, PhysZ 10.115 ( I ~ I S ) , PhysZ20.561 ( ~ g r g ) , AN4826. ') Walfer GyIfcnbn;g, Stellar velocity distribution as derived from observations in the line of sight, Meddelanden fr&n Lunds Astronomiska

'1 B. Hcrfzsprung, Uber die Verteilung galaktischer Ohjekte, AN 4600. ') Nach Peerrim und Cwtis . Der hier aufgeftthrte Punkt ist der Mittelpunkt des Kreises von 25' Radius ( B = -6', a = 1 8 ~ 2om),

innerhalb dessen ca. 'I, aller planetarischen Nebel liegen. Pcm'nc, Preliminary examination of the planetary nebulae for preferential motion. ApJ 46. I 75 (19 I 7).

Observatorium, S x . I1 Nr. 13.

'1 H. Shupfty, Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters, ApJ 45.1 18, 164 (1917). 25

371 5 2 2 9 372

tritt, raumlich wahrscheinlich eine Mittelstellung zwischen den an den Stromen beteiligten Sternen und den in der obigen Zusamnienstellung an zweiter und dritter Stelle erwahnten Objekten einnehmen, vom innersten Sternsystem ZUITI galak- tischen System iQ weiterem Sinne eine Briicke geschlagen sein, die vermutlich auch fur die dynamische Erklarung der Sternstromung von Bedeutung sein konnte. Aus den dar- gelegten Grunden schien uns eine neue, eingehendere Unter- suchung samtlicher gegenwartig zur Verfugung stehender Radialgeschwindigkeiten geboten, um moglichst zuverlassige Werte fur den K-Effekt bei verschiedener Gruppierung der Sterne und in verschiedenen Richtungen im Raume zu er- halten und auf diesem Wege dem Wesen dieser Erscheinung nlher zu kommen.

2. D a s Mate r i a l . Eine Zusammenstellung des ge- samten einschlagigen Beobachtungsmaterials lag in dem kurz- lich von Herrn J. VoGte veroffentlichten Kataloge vor, der die Radialgeschwindigkeiten von 2 0 7 I Sternen (und Nebeln), bis zur 9 . Grofienklasse enthalt I ) . Eine zur ersten Orientierung vorgenommene Abzahlung der in diesem Kataloge enthaltenen Sterne nach GroEenklassen ergab die folgenden Anzahlen :

GrBUenklasse Anz. d. Sterne < If0 9

1710-1m9 2 0

2 . 0 -2.9 16 3 .0 -3.9 198

5 . 0 - 5.9 653 6.0 -6 .9 I 9 5 1.0-7.9 74

> 8710 53

4.0 -4.9 608

Das Material kann bis zur GroDe 5mo oder 5m5 als nahezu vollstlndig betrachtet werden. Bei der nachfolgenden Untersuchung haben wir aber die Radialgeschwindigkeiten von Sternen bis zur Groaenklasse 6'fo (und sogar etwas daruber hinaus) benutzt, da uns eine zu starke Einschrankung des Beobachtungsmaterials weder erwunscht noch geboten erschien.

Die im Kataloge von Herrn Vulztc angefuhrten Radial- geschwindigkeiten konnen selbstverstandlich nicht als ganz homogen betrachtet werden, da sie den verschiedensten Quellen entnommen sind. Eine einheitliche Reduktion des ganzen Materials wurde indessen grofie Schwierigkeiten und einen sehr betrichtlichen Arbeitsaufwand erfordern. Wir hielten es daher bei unseren Rechnungen, die ja, bei der geringen Anzahl der Sterne mit bekannten Radialgeschwindig- keiten, kaum mehr als eine allgemeine erste Orientierung darstellen konnen, fur zulassig, zunachst die im Kataloge enthaltenen Werte ohne jede Reduktion, so wie sie von Herrn Yodte angegeben werden, zu benutzen.

3. E i n t e i l u n g d e r H imrne l s spha re i n Bereiche. Die Methode der Untersuchung, welche durch unser Haupt- ziel, das Studium des K-Effektes in verschiedenen Richtungen im Raume, gewissermafien vorgezeichnet war, bestand in der Zerlegung der ganzen Himmelskugel in eine gewisse Anzahl moglichst gleich. grofier Bereiche und der Bildung der Mittel- werte der Radialgekchwindigkeiten aller in einem jeden Be-

') 7. Vodft, First Catalogue of Radial Velocities, Weltevredi

reicbe enthaltenen Sterne. Diese in den Mittelpunkten der betreffenden Bereiche aufgetragen gedachten mittleren Radial- geschwindigkeiten (die wir fernerhin mit @ bezeichnen wollen) setzen sich dann aus den folgenden Bestandteilen zusammen : I . der langs des Visionsradius nach dem betreffenden Gebiete genommenen Komponente der Sonnengeschwindigkeit (mit umgekehrtem Vorzeichen) ; 2. der fur den Bereich berechneten Radialkomponente der Sternstromung (bei denjenigen Stern- gruppen, die an den Stromungen teilnehmen) und 3. einem, nach Elimination des ersten Elementes (und, wo es notig ist, auch des zweiten) eventuell noch ubrigbleibenden Teile, der als Dspezieller K-Effekta in der durch den Mittelpunkt des Bereiches gegebenen Raumrichtung angesprochen werden kann. Diese letzten Bestandteile der mittleren Radialgeschwindig- keiten in den verschiedenen Bereichen bilden gerade den eigentlichen Gegenstand der vorliegenden Untersuchung; ihre iiber alle Bereiche gebildeten hlittelwerte stellen diejenigen GroDen dar, die man bis jetzt als K-Effekt zu bezeichnen pflegte, und die wir, zum Unterschiede von den auf die einzelnen Richtungen bezogenen speziellen K-Effekten, im weiteren als Dniittlerea K-Effekte bezeichnen werden.

Wegen der verhaltnismafiigen Knappheit des Materials haben wir uns gezwungen gesehen, bei der Bildung der mittleren Radialgeschwindigkeiten fur die verschiedenen Richtungen an der Himmelssphare ziemlich ausgedehnte Bereiche zu wahlen. Der ganze Himmel wurde in nur zo Bereiche nahezu gleichen Fllcheninhalts zerlegt, und zwar in I o galaktische Bereiche (von I bis 10 mit arabischen Zahlen numeriert), zu je 36" in galaktischer Lange zwischen den galaktischen Breitenkreisen f30', und 10 polare Bereiche (5 nordliche und 5 sudliche, von I bis X mit romischen Zahlen bezeichnet), die von dem Breitenkreise +30" (bezw. -30') und je zwei am Pole unter einem Winkel von 7 2' zusamnienlaufenden galaktischen Meri- dianen begrenzt werden. Um eine etwa vorhandene Ab- hangigkeit des K- Effektes vom Winkelabstande von der Vertexrichtung moglichst deutlich hervortreten zu lassen, ist die Zone der galaktischen Bereiche so orientiert worden, dat3 der Vertex (1 = 347', ,8 = 0") in den Mittelpunkt des Bereiches I fallt. In der nachstehenden Tabelle sind sowohl die Koordinaten der Mittelpunkte, wie die Grenzen der von uns benutzten 2 0 Bereiche zusammengestellt. Bei der hier gewahlten Einteilung und Numerierung sind solche Bereiche, deren Nummern sich um funf Einheiten voneinander unter- scheiden, auf der Sphare zueinander, polar@, d. h. diametral gegenuberliegend.

Grenten Mittelpunkt

I +3O0--3Oo 329'- 5" 0' 347' 8 x 8 1 Rereich

2 t) B 5 - 41 )) 23

3 m 41 - 7 7 )) 59 4 % )) 7 7 - 1 1 3 95 5 ') 1 7 3 - 1 4 9 )) 131 6 )) )) 1 4 9 - 1 8 5 2 167 7 " 1 8 5 - 2 2 1 )) 203 8 ') )) 2 2 1 - 2 5 7 239 9 - ) ) )) 2 5 7 - 2 9 3 t, 275

I 0 )) 7) 2 9 3 - 3 2 9 )) 3 1 1

1920.

3 7 3 5 2 2 9

Grenzen Mittelpunkt fJ h B h

I1 )) 41 -113 7 7 111 )) 1 1 3 - 1 8 5 * I49 IV 4 )) )) 185-257 2 2 1 V * 2 5 7 -329 * 293

VII n * 2 2 1 - 2 9 3 2 5 7 VIII )) 2 9 3 - 5 * 329 IX 5 - 17 41 X n 7 7 -149 )) 113

Bereich

1 +3Oo-+9O0 329'- 41° +54' 5' )) *

))

VI -30°--900 1 4 9 - 2 2 1 -54' 185

>) *

4. A b z a h l u n g e n d e r S t e r n e , T r e n n u n g n a c h S p e k t r a l k l a s s e n . Die erste Aufgabe bestand nun darin, die im Yo,itt-Kataloge enthaltenen Sterne auf die in obigem Schema erklPrten Bereiche zu verteilen, was unter Benutzung der im Kataloge, in der Spalte I I , angegebenen galaktischen Koordinaten aller Sterne mit Leichtigkeit geschehen konnte. Zur Trennung der Sterne nach Spektralklassen haben wir die in der 7 . Spalte des Katalogs enthaltenen Angaben be- nutzt, wobei wir, dem Beispiele Herrn Charlicrs folgend, die Unterklassen B8 und B9 mit der Spektralklasse A zu- sarnmenfaflten. Die Anzahlen der in den verschiedehen Be- reichen enthaltenen Sterne verschiedener Spektraltypen, die sich bei dieser Abzahlung ergaben, sind in der nachfolgenden Tabelle zusammengestellt :

Bereich B A F G K M I 9 2 0 1 4 16 28 7

3 .21 24 29 19 24 8 2 18 43 '5 24 34 1 0

4 13 33 18 29 3' 6 5 2 3 33 16 73 2 7 9 6 32 35 ' 5 25 26 8 I ' 5 '4 '3 '7 3' 3 8 1 9 1 3 16 X I 3 5 7 9 24 1 7 I 8 3' 4

10 2 1 1 5 1 5 9 3 1 6

374

Bereich B A F G 6 M 1 2 30 1 2 1 8 24 1 2

I1 3 29 1 1 13 10 10

111 o 31 1 3 24 25 8 I V 3 2 1 . I 0 9 I 1 8 V 2 2 0 I 0 I 0 2 2 1 2

VI 2 19 9 6 2 1 4 VII o 1 2 1 5 1 2 26 7 VIII I 16 6 1 7 24 6 IX 5 13 10 10 28 8 X 6 16 5 1 8 28 10

5. K - E f f e k t n a c h S p e k t r a l k l a s s e n . B-Sterne . Dem Charakter der zu untersuchenden

Frage entsprechend, richteten wir unsere Aufmerksamkeit zuerst auf die in den zehn gillaktischen Bereichen liegenden Sterne der Spektralklasse B. Da die Sterne dieser Spektral- klasse bekanntlich an den Sternstromen nicht merklich be- teiligt sind, setzen sich die fur sie berechneten mittleren Radialgeschwindigkeiten nur aus der Kornponente der Sonnen- geschwindigkeit und dern sspeziellen K- Effekta zusammen. Um nun die Werte dieser K-Effekte in den verschiedenen Richtungen ganz unabhtingig von irgend welchen Annahmen uber die Geschwindigkeit und den Apex der Sonnenbewegung zu erhalten, haben wir zunachst die sich diametral gegenuber- liegenden Bereiche, also I und 6, 2 und 7 usw. paarweise zusammengefaflt und das Mittel der fur sie erhaltenen mittleren Radialgeschwindigkeiten gebildet. Diese Mittelwerte muflten, bei fehlendem K-Effekt, naturlich immer gleich Null sein, da die von der Sonnenbewegung herruhrenden Komponenten in zueinander polaren Bereichen entgegengesettt gleiche Werte haben und sich bei der Mittelwertbildung herausheben. Es ergaben sich aber, wie gleich gezeigt werden soll, fur einige Richtungen sehr betrtichtliche positive Werte, welche also die Mittelwerte der den beiden zueinander diametral entgegengesetzten Richtungen zugehorigen speziellen K-Effekte darstellen.

Die nach Ausschlun yon nur zehn Sternen (Nr. 1 5 des VoOfe-Katalogs, im Bereiche 4, m-6?'1, RV= -44.9 kmfsec; Nr. 5 5 1 im Bereiche 7 , m = 5116, RV= -1-102 km/sec und 8 Sternen im Bereiche 5, die dem sogenannten *Perseusstroma angehoren), sich ergebenden Werte sind :

Bereich I 2 3 4 5 6 7 8 9 10

ZRV -41 .0 -267 .0 -311 .8 -41.0 + 1 2 9 . 6 +706.2 +302.0 +370.9 +299.9 - 5 0 . 0

Mittlere RV=v -4.6 -14 .8 -14 .8 -3.4 +7.0 + 2 2 . 1 +21 .6 +19 .6 + 1 2 . 5 -2 .4 N (Anz. d. Sterne) 9 I 8 2 1 I 2 '5 32 '4 '9 2 4 2 1

K +8.8 + 3.4 + 2.4 +4.5 +2.3 . Die in der letzten Zeile unter der Bezeichnung BKa

angefuhrten Werte sind, wie erwahnt, die arithmetischen Mittel aus den mittleren Radialgeschwindigkeiten fur die Bereiche I

und 6, 2 und 7 usw. Bildet man das Mittel KO aus allen diesen Werten K, so ergibt sich fur die B-Sterne der allgemein bekannte Wert KO = +4.3 km/sec, jedoch zeigt die obige Tabelle, dafl die Schwankungen um diesen Mittelwert sehr betrachtlich sind, sodafl der K-Effekt tatsachlich eine mit der Richtung stark veranderliche GroDe zu sein scheint. Besonders auffallend ist der sehr groDe Wert fur die Vertex-Antivertex- rjchtung.

Betrachten wir den K-Effekt zunachst als polare Er- scheinung, d. h. nehmen wir an, da(S die speziellen K-Effekte in den Richtungen I und 6 die Werte t8.8, in den Rich- tungen 2 und 7 dieWerte +3.4 usw. besitzen, und korrigieren wir die fur die zehn Bereiche erhaltenen mittleren Radial- geschwindigkeiten, indem wir von jeder den ihr entsprechenden speziellen K-Effekt abziehen, so erhalten wir fur die mittleren Radialgeschwindigkeiten in verschiedenen galaktischen Langen eine ausgeglichene, oder, wie wir sagen wollen, eine *sym- rnetrisiertec Kurve I), aus der sich sowohl die Grone der Sonnengeschwindigkeit u a (oder genauer der Projektion der

') Weil sie aus zwei symmetrischen Hiilften besteht. 2 j'

375

den verschiedenen Bereichen, alle Werte dennoch durchweg positiv sind. Hierin spricht sich die wohl sichergestellte '

Tatsache aus, dafi bei den B-Sternen eine allgemeine R o t - v e r s c h i e b u n g der Spektrallinien, d. h. ein pos i t i ve r K- Effekt vorhanden ist. Es ist nur fraglich, ob dem bisher benutzten Mittelwerte uber alle Richtungen eine wirkliche Bedeutung zukommt.

Die merkwurdige Erscheinung des Anstieges des K- Effektes in den Richtungen I und 6 lien es wunschenswert

5 2 2 9

aus .Raumersparnis, die mittleren Radialgeschwindigkeiten fi zueinander polarer Gebiete untereinander stehen. Bereich I a erstreckt sich von der galaktischen LPnge = 329" bis % = 347", Bereich I b von 1 = 347" bis % = 5" usw. Der Vertex liegt auf der Grenze zwischen den Rereichen ~a und rb, der Antivertex auf der Grenze zwischen 6 a und 6 b . Die Sternanzahlen in den verschiedenen Bereichen stehen in Klamrnern neben den auf ihnen beruhenden mittleren Radiai- geschwindigkeiten:

3 76

Sonnengeschwindigkeit auf die galaktische Ebene) wie die galaktische Lange des Sonnenapex 20 nach der Methode der kleinsten Quadrate leicht bestimmen lassen. Das Resultat dieser Ausgleichung ist:

v a = - 18.7 km/sec und die Genauigkeit, mit der die symmetrisierten mittleren Radialgeschwindigkeiten eS durch die Formel :

fis = - 18.7 COS(%-43") dargestellt werden, zeigt folgende kleine Tabelle:

la = 43' (vom Vertex gerechnet)

Bereich 116 217 318 419 5 /10

fibe&.') - 13.4 -18.2 - 1 7 . 2 -7.9 +4.7 fiberech. -13.7 -18.5 -16 .3 -7.9 '3.7 B-R + 0.3 + 0.3 - 0.9 0.0 +I.o.

Bei der bisher benutzten Methode der Berechnung des K- Effektes wurden, wie bereits gesagt, diametral entgegengesetzte Gebiete zusanimengefaOt, und es zeigte sich dabei, daU fur die Vertex-Antivertex-Richtung ein auffallend groOer Betrag fur K resultierte, ohne daU zu ubersehen war, welche von beiden Richtungen diesen Beitrag lieferte; bei der Mittelwertbildung

wird die Symmetrie der K-Werte in bezug auf die Richtung erzwungen. Um nun aber 'festzustellen, ob tatslchlich eine solche PolaritPtc der K-Werte besteht, miissen die zehn, auf der Beobachtung unmittelbar beruhenden Mittelwerte der Radialgeschwindigkeiten von dem Einflusse der Sonnenge- schwindigkeit befreit werden; dies kann mit Hilfe ?ler Formel

geschehen, in der v a und la , wie fruher, die Sonnenge- schwindigkeit und die Lange des Apex bedeuten, wahrend KO den mittieren Wert des K-Effektes darstellt. Diese drei GroUen berechnen sich aus den zehn mittleren Radialgeschwindig- keiten fj nach der Methode der kleinsten Quadrate durch Aufliisung des Systems von zehn Bedingungsgleichungen der Form ( I ) . Die Polaritat mu& sich dann, wenn sie wirklich besteht, darin auoern, daO die fur alle zehn Richtungen einzeln aus den Differenzen twischen den beobachteten und berech- neten Werten der 8 bestimmten K-U'erte fur diametral gegen- uberliegende Bereiche Phnliche Betrage aufweisen. Diese Rechnung ergab nun:

v a = - 1 9 . 0 la = 421/20 K~ = +4.2

f i = v ~ C o s ( R - l ~ ) + K o (1)

Bereich 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

fibcob. -4 .6 -14 .8 -14 .8 -3.8 +7.O 4 - 2 2 . 1 +21.6 +19 .6 + I Z . 5 -2 .4 fiberech. -9.7 -14.7 -12.3 -3.7 +8.0 +18.1 +23.I +20.7 + 1 2 . I +0.4

0 .1 - 2.5 -0 .1 - 1 . 0 + 4.0 - 1 . 5 - 1 . 1 + 0.4 -2.8 B-R +5.1 - K c 9 . 3 + 4.1 + 1 . 7 + 4 . 1 +3.2 + 8.2 + 2 . 7 + 3.1 + 4.6 + 1 , 4 .

Die Werte ,Ka der letzten Zeile sind durch Addition des mittleren Wertes KO = c 4 . 2 zu den Differenzen (B-R) gebildet worden. Man sieht, daO die aullerordentlich groOen Werte von K in der Vertex- und in der Antivertexrichtung auch hier mit voller Deutlichkeit erscheinen und beinahe gleiche BetrPge aufweisen; also ist die Erscheinung in dieser Richtung wirklich ,polarc.

Auffallend ist der kleine Wert bei 10 und der schroffe Ubergang von 10 zu I , dem kein analog schroffer Ubergang zwischen den Richtungen 5 und 6 entspricht. Es ist be- merkenswert, daU trotz der verschiedenen Grolle von K in

erscheinen, sie mehr ins einzelne zu verfolgen. Um die Werte des K-Effektes fur eine grollere Anzahl von Richtungen in der galaktischen Ebene zu erhalten, .haben wir versucht, die zehn bis jetzt benutzten Bereiche zu halbieren, wobei allerdings die Sternanzahlen, auf denen die Mittelwerte der Radialgeschwindigkeiten in diesen BHalbbereichena beruhen, sehr gering werden, was die Sicherheit der Resultate herab- setzt. Die unter Benutzung von Halbbereichen und Zusammen- fassung zueinander polarer Gebiete erhaltenen Resultate gibt die nachstehende Tabelle, die der Tabelle auf S. 373 unten analog gebaut ist, rnit dem einzigen Unterschiede, daU hier,

Durch das Bildungsverfahren der Werte K i s t auch hier, wie auf S. 373 unten, die Sonnenbewegung bereits eliminiert. Wie unsicher diese U'erte wegen der kleinen Anzahlen der Sterne geworden sind, sieht man daraus, daU der einzige negative Wert - 1 . 7 fur die Richtung 3 b-8 b sich in Null verwandelt, wenn man im Bereiche 3 b einen einzigen der

in ihm enthaltenen 9 Sterne (1874, RV= -47 .1 ) weglallt. Trotzdem ist auch hier das Auftreten der groUen K-Werte in der Vertexrichtung und, wenn man vom negativen Werte - 1.7 absieht, des kleinsten K-Wertes in einer ihr nahe benachbarten Richtung ganz deutlich zu erkennen. Letzteres ist augenschein- lich durch das Verhalten der Sterne im Bereiche 10 b bedingt.

Fiir die Bereiche 6-10 ist das Vorzeichen von fbeob und %erech. umzukehren,

3 7 7

Da nun die Berechnung der mittleren Radialgeschwindig- keiten aus den Halbbereichen keine genugende Genauigkeit er- gab, andererseitsaberdieBenutzungvon 2 0 , statt 10, Richtungen fur das Verstandnis der Abhlngigkeit des K- Effektes von der galaktischen Lange sehr wunschenswert erschien, beschlossen wir, die Rechnung noch fur 2 0 sich teilweise uberlagernde Bereiche von 36' Ausdehnung in galaktischer U n g e zu wieder- holen, indem wir jeden Halbbereich rnit den zu seinen beiden Seiten liegenden Halbbereichen paarweise zu Yollbereichen zusammenfaaten. Auf diese Weise erhielten wir, auUer den

5 ' 2 9

urspriinglich benutzten in der Tabelle auf S. 37 2 angegebenen zehn galaktischen Bereichen I, 2 , . . . 10, noch zehn weitere rnit 1', 2', . . . 10' bezeichnete Vollbereiche von 36" Aus- dehnung in galaktischer LBnge, deren Mittelpunkte gegen die- jenigen der rnit der gleichen Nummer bezeichneten urspriing- lichen Bereiche irnmer um + 18" in der Richtung wachsender galaktischer Ungen verschoben waren. Die Mittelwerte der Radialgeschwindigkeiten in diesen 2 0 Richtungen und die nach der friiher benutzten Methode durch Zusammenfiigen zueinander polarer Bereiche berechneten K- Effekte ergaben sich nun zu:

3 78

I ' 1 8 +3.7 2 36 -0.6 2' 54 +0.7 3 7 2 -2.8 3' 90 -4.5 4 108 +0.2

5 144 -0.8 8' 2 7 0 +o.r 5' 162 +1.9 9 288 +O.I 6 180 +4 .1 9' 306 -2.4 6' - 1 9 8 + I . I 10 324 -3.3 7 216 -1.4 10' 342 -0.3 7' 234 - 1 . 0

Die neu hinzugekonimenen, auf die Bgestrichenena Be- reiche beziiglichen Werte von K fugen sich im allgemeinen gut in die Intervalle zwischen den alten, bereits in der Ta- belle auf S. 373 unten enthaltenen Werte. Wenn der etwas kleine Wert K = +2.3 in der Richtung 5 / ~ 0 (der durch den auffallend grol3en negativen Wert der Radialgeschwindig- keiten im Bereiche Iob, vergl. die Tabelle auf S. 375 unten, bedingt ist), nicht vorhanden ware, wurde sich die Kurve der K-Werte ziemlich gut durch eine Doppelwelle rnit zwei um I 80" voneinander liegenden Maxima (und Minima) darstellen lassen. Eine Bestimmung .der Sonnengeschwindigkeit und der LLnge des Apex, sowie des mittleren Wertes KO des K-Effektes durch Ausgleichung der in obiger Tabelle stehenden 2 0 Werte der mittleren Radialgeschwindigkeiten fi, unter Benutzung des Xn- satzes ( I ) ergab :

YO = - 18.7 km/ser:

KO = + 4.4 km/sec . Die Darstellung dieser niittleren Radialgeschwindigkeiten rnit Hilfe der Formel

@ = - 18.7 COS (1 - 43 ' / s o ) + 4.4

ergibt folgende Differenzen zwischen den beobachteten und

= 43l/3"

lich kleiner als bei der Ausgleichung der nicht-symmetrisierten Werte, wie ja auf Grund der dort beobachteten symmetrischen ' Verteilung der Fehler auch zu erwarten war. Um endlich den dort bemerkten systematischen Gang zu beriicksichtigen,

dieser Werte mit einer dreigliedrigen Formel : @ = K , + v ~ c o s ( I - ~ ) + K ~ c o s 2 3 . ( 2 )

zu versuchen, die sich von der bis jetzt benutzten Formel ( I )

dadurch unterscheidet, dal3 sie noch ein Zusatzglied enthalt,

hielten wir es fur der Miihe wert, eine letzte Ausgleichung

welle, rnit je einem Maximum im Vertex und Antivertex (Vertexwelle) darstellt. Das Resultat dieser Rechnung ergab den folgenden Ausdruck fur die mittleren (nicht-symmetrisierten) Radialgeschwindigkeiten 8:

der auch in etwas anderer Gestalt geschrieben werden kann, in der er, wie spater erortert werden soll, vielleicht eine reale Deutung finden konnte:

8 = -18.7 COS(L-43")+2.1 COSZil+4.4'

fi = - 18.7 cos(L-43')+4.2 c0s21+2.3 . '1 AMitt. bedeutet die galaktische Lange des Mittelpunktes des Bereiches, vorn Vertex (). = 347') aus gerechnet.

24 22

20

18

76

I4 12

10

8 6

4 2

0

379

Bereicb h t t . B-R Bereich XMitt. B-R I 0' +2.6 1 4' 126' t o . 6 I' I 8 +2.0 5 144 -1.6 2 36 - 1 . 2 5' 162 1-0.1

2' 54 + 1 . 3 6 180 4 1 . 9 3 7 2 - 1 . 1 6' 198 -0.6

5 2 2 9

Bereicb ).Mitt. B-R 8 252' +0 .5 8' 2 7 0 + 2 . I

9 288 +2.3 9' 306 - 1 . 7

10 324 -3.8

380

3' 90 -2.4 4 108 + 2 . 2

7 216 342 -0.9 7' 234 1::; 1 I0'

tischen Breite in je drei Teile aerlegt, von -30' bis - roo, von - roo bis + 10' und von + 10' bis f30', und die mittleren Radialgeschwindigkeiten fur diese 30 neuen Bereiche gebildet. Bei der ersten Ausgleichung wurden den verschiedenen Be- reichen den Anzahlen der in ihnen enthaltenen Sterne pro4 portionale Gewichte erteilt, bei der zweiten Rechnung wurden alle Bereiche ausgeschlossen, die weniger als 4 Sterne ent- hielten (im ganzen 9 Bereiche), und fur alle iibrigen das Gewicht I angesetzt. Die erste Rechnung ergab fur die volle Sonnengeschwindigkeit u a und die galaktische Ltinge AD (gleich la- I 3') und Breite Ba des Sonnenapex die Werte:

v a = -22.6 km/sec A0 = 30'15' 30 = +21 '50 '

die zweite Rechnung : v a = - 2 1 . 2 km/sec Aa = 32'37' 230 = i-24'47:

Diese beiden Apices entsprechen, auf lquatoriale Koordinaten umgerechnet, den Punkten

I. Rechnung: D = +36" A = 272 '

11. Rechnung: D = f39' A = 268' die mit den Gyfienbergschen Werten (Tabelle IVa S. 20 der erwahnten Schrift) ziemlich gut ubereinstimmen. Der grone Wert der Sonnengeschwindigkeit 00 entspricht auch genau dem von Gylftnbcrg aus den Radialgeschwindigkeiten der B-Sterne abgeleiteten Werte von 2 2 km/sec.

A-S te rne . Von den 236 Sternen der Spektralklasse A (inklusive B 8 und B 9), die in den ro galaktischen Bereichen liegen, sind I 5 Sterne wegen zu geringer Helligkeit oder ganz abnorm groi3er Radialgeschwindigkeiten, vier Sterne (Nr. 340, 356, 420, 434) wegen Zugehorigkeit zum Taurusstrom und ein Stern (Nr. 605) wegen Zugehdrigkeit zum Ursa maj.- Strom ausgeschlossen worden. Nach der oben beschriebenen Methode behandelt, ergaben die Radialgeschwindigkeiten der 2 I 6 ubrigbleibenden A-Sterne das folgende Resultat:

6 7 8 9 10

Hier ist von einem Gange der Wert Kmi t der galaktischen Lange kaum etwas zu sehen, und die bei den B-Sternen fest-

fur die drei ersten Kichtungen (einschliefllich der Vertex-Anti- vertexrichtung) verhaltnismafiig grofie Werte von K, fur die beiden letzten aber beinahe unmerkliche Werte erhalten werden.

gestellte Erscheinung ist hochstens dadurch angedeutet, dai3

Die Ausgleichung nach Formel ( I ) gibt fur die Dar- stellung der mittleren Radialgeschwindigkeit fi den Ausdruck:

jedoch zeigen die nach ihm berechneten Werte der V die folgenden ziemlich betrachtlichen Abweichungen von den beobachteten Werte:

i, = -1540COS(n-28')+o.9

genau denselben Resultaten fur die Sondengeschwindigkeit 00 und den Abstand des Apex vom Vertex, namlich:

00 = - 1 5 . 0 = 28 '

und die Darstellung wird dadurch nur unbedeutend verbessert. Die verhaltnismlflig kleinen Werte, die sich hier fur ZQ und ergeben, ruhren wahrscheinlich davon her, dafi bei der Apexbe-

gerade diese Sterne einen hervorragenden Anteil nehmen, unbe- riicksichtigt geblieben ist. Es wurde sich indessen, bei der Klein- heitder fur die Sterne dieser Spektralklasse zu erwartenden K-l?f- fekte (mittlererK-Effekt:Ko=+o.~),kaum lohnen,einegenauere Apexbestimmung unter Heranziehung der immerhin noch ziem- lich ungenau bekannten Stromgeschwindigkeitenund Mischungs- verhaltnisse der Sterne beider Strdme vorzunehmen '). Wir

haben es daher vorgezogen, die Untersuchung in einer anderen Richtung weiter zu fiihren.

Da die B-Sterne im allgemeinen sehr kleine Eigen- bewegungen besitzen, was wohl zum Teil durch ihre groRe Entfernung von uns bedingt ist, erschien es nicht unmoglich, daO die entferntesten A-Sterne die fiir die B-Sterne gefundenen Eigentiimlichkeiten mit groBerer Deutlichkeit zeigen wurden als ihre Gesamtheit. Sollten andererseits die kleinen Ge- schwindigkeiten der B-Sterne von ihrer groRen Masse abhangen,

Ein Vergleich dieser Tabelle mit der auf S. 373 fur, die B-Sterne gegebenen zeigt schon eine bedeutend groRere Ahnlichkeit in bezug auf den Gang des K-Effektes in beiden Sterngruppen, als sie sich bei Benutzung der Gesamtheit der A-Sterne ergeben hatte. Die Hauptunterschiede der K-Werte bei den B-Sternen und den A-Sternen rnit kleinen Eigen- bewegungen liegen erstens darin, daR der den Bereichen 116 entsprechende grBDte Wert bei letztcren urn etwa 3 km/sec kleiner als bei den ersteren ausftillt, und zweitens, daR hier in den Bereichen 419 und 5 / 1 0 ausgesprochen negative Werte fur K auftreten. Die Ausgleichung der in dieser Tabelle ent-

so konnte zwischen ihnen und den schwachbewegten A-Sternen auch eine gewisse Analogie in bezug auf den K-Effekt be- stehen. Aus diesen Griinden beschlossen wir die oben fur alle A-Sterne durchgefuhrte Rechnung noch einmal fur die A-Sterne rnit k l e i n e r E i g e n b e w e g u n g zu wiederholen, indem wir nur diejenigen Sterne benutzten, deren Eigenbewegung p < 0:04 p.a. war. Die hierbei erhaltenen Resultate stellen wir, in der schon iiblichen Weise, in nachstehender Tabelle zusammen :

haltenen Werte der mittleren Radialgeschwindigkeiten d nach der Formel ( I ) ergibt zwar immer noch eine ziemlich kleine Sonnengeschwindigkeit, jedoch fdllt die Lange des Apex schon vie1 niiher rnit der aus den B-Sternen gefundenen zusammen. Das Ergebnis dieser Ausgleichung ist in der nachstehenden Formel enthalten :

fj = - 15.8 cos(~-37O8)+0.7 welche jedoch die beobachteten Werte V nur init einem mittleren Fehler E = f 5.33 darstellt, wie aus der nachfolgenden Tabelle der Differenzen B-R ersichtlich ist :

Bemerkenswert sind die gro5enpositivenAbweichungen in

in den Bereichen 5 , 9 und 10. Der mittlere K-Effekt ist aber,

A-Sterne beschrlnkt, kaum von Null verschieden. SchlieDlich haben wir noch den Versuch gemacht, die

inittleren Radialgeschwindigkeiten der schwachbewegten A- Sterne auch mit.Hilfe der Formel (2 ) , also unter Hinzunahme cines doppelt periodischen Gliedes, auszugleichen, was aber, wie eigentlich aus der Beschaffenheit der Zahlen von vom- herein zu erwarten war, zu keinem klaren Ergebnis gefiihrt

den Bereichen I und 7 , und die gronen negativen Abweichungen

auch wenn man sich ausschlieRlich auf die schwachbewegten

hat. Wir erhielten die Formel :

oder, in anderer Schreibweise:

Der mittlere Fehler der Darstellung der beobachteten Werte durch diese Formel ist E = f4 .88 , also nur ganz wenig kleiner als bei der Ausgleichung nach Formel ( I ) , und die Abweichungen der einzelnen Werte, welche in nachstehender kleiner Tabelle enthalten sind, zeigen, nur in etwas abge- schwachtem MaDe, dieselben Eigentiimlichkeiten, welche schon fruher gefunden wurden.

d = -15.9 COS(1-37?8)+2.8 C O S 2 A - t O . 7

V = - I ~ . ~ c o s ( A - ~ ~ ' ~ ~ ) + ~ . ~ c o s ~ A - ~ . I .

Die Untersuchung der Sterne der Spektralklasse A fuhrt also zu folgendem Ergebnis: fur die Gesamtheit der in der galaktischen Zone liegenden A-Sterne hat der K-Effekt einen sehr kleinen Wert und zeigt auch keinen merklichen Gang mit der galaktischen Lange; betrachtet man aber nur die- jenigen A-Sterne, welche kleine Eigenbewegungen besitzen ( p < 0?04), so ergeben sich fur die GroDe K, namentlich in den Richtungen des Vertex und Antivertex bedeutend groOere Werte, und der bei den B-Sternen festgestellte Gang in ga- laktischer Lange tritt auch deutlich hervor; jedoch ist diese Erscheinung hier weniger stark ausgepragt als bei den B-

Sternen und unterscheidet sich von letzterer auch noch durch das Auftreten betrachtlicher negativer Werte von K in von der Vertex-Antivertexrichtung wenig verschiedenen Richtungen.

F-, G-, K- u n d M-Sterne . Wir haben die Berechnung der mittleren Radialgeschwindigkeiten und die Ausgleichungen fur alle diese Klassen, und zwar in jeder Klasse fur alle Sterne und fur die Sterne rnit Eigenbewegungen p < 0704 gesondert durchgefiihrt. . Die erhaltenen Resultate sollen hier nur ganz kurz angefiihrt werden, um dann im nachsten Paragraphen, bei einem Vergleiche der Ergebnisse fur alle Spektralklassen von B bis M verwertet zu werden.

383

Eine Trennung nach der Grofie der Eigenbewegung konnte naturlich bei der geringen Zahl der M-Sterne nicht vorge- nornmen werden.

Z u s a m m e n s t e l l u n g d e r R e s u l t a t e fu r d i e S t e r n e d e r S p e k t r a l k l a s s e n E-$1. a) In der nachstehendenTabelle sind die fur die Grofle K aus funf in der galaktischen -Ebene liegenden I)oppelrichtungen erhaltenen Werte zusarnrnengestellt und in der Fig. I auf Tafel 4 graphisch wiedergegeben, und zwar bei jedrr Spektralklasse (aufier B und M) erstens fur die Gesarntheit der in ihr enthaltenen Sterne des Yolife- Katalogs, und zweitens fur alle Sterne, deren Eigenbewegung

< 0?04 p. a. sind.

B-Sterne alle + 1.3 + 1.8 + 2 . 0 -0.7 +o.I

A-St* /P ,< OYo4 +5.9 +4.6 i - 2 . 2 -3.8 -5 .1 + 2.7 +3.8 f 2 . 6 - 4.2 - 1.0

F-St* 0704 t - 2 . 1 + 1.3 C o . 8 - 5.6 - 7 . 2

Bereich Sterne 2,17 3 i8 419 5'1° +8.s + 3 4 +2.4 +4.5

5 225

Bereich

+ 3 . 0 0.0 - 2.9 - 1.4 -1.6 1/6 2/? 3/8 419 5/10

Sterne

p < 0704 -0.4 +1.6 -0.9 - 2.9 -6.3 + 2 . 5 0.0 +3.6 -3.2 - 5 . 0

G-St.

K-St. j p < 0 ? 0 4 -1.0 +0.3 - 0 . 7 +1.2 -8.5 M-Sterne +8.4 -. +6.5 - - 4.3

I \ aIIe

Wahrend in der Fig. I die punktierten, auf die Gesarnt- heit der A-K-Sterne bezuglichen Kurven im allgerneinen einen unregelmafiigen Verlauf zeigen, weisen die ausgezogenen Kurven, welche die Abhiingigkeit der Grofie K d e r galaktischen Lange bei den B- und Ivl-Sternen, sowie denjenigen Sternen der Klassen A, F, G und K, deren Eigenbewegungen kleiner als oY04 p. a. sind, darstellen, untereinander merkwiirdige Ahnlichkeiten auf. Die grofiten Werte von K liegen bei diesen Sternen beinahe ausnahrnslos in den Richtnngen 116 oder 2 1 7 und die meisten Kurven zeigen in der Richtung 5 /10

ein scharf ausgepragtes Minimum, welches groDen negativen Werten von K entspricht. Die Sonderstellung der B-Sterne

$34

in bezug arif den A-Effekt kommt hauptsachlich dadurch Zuni , zu gewinnen, hallen wir in der nachstehenden 'I'n1)elle die Ausdruck, daR bei ihnen die \Verte K siimtlich positiv sind. I DifferenZen der fiir jeden Hereich beobachieten niittleren Hei ihnen ist auch das hlinimum nicht auf die unmittelbare ~ Kadialgeschwindigkeit und der fur ihn berechneten Kom- Umgel)ung von 5 / 1 0 beschrlnkt, soda0, wenn der \Vert von A' I ponente der Sonnengeschwindigkeit, welche als spezielle K- in dieser Kichtung nur urn oder 2 kni/sec groDer ware, 1 Kffekte in den verschiedenen Kichtiingen aufgefant werden man schon von einem regelmiiDigenVerlaufe der Kurve sprechen 1 konnen, zusamniengestellt und in den k'iguren 11 fiir jede konnte, die sich mit Hilfe einer Cosinuswelle mit der Periode i~ ! Sterngruppe als Kurven aufgetragen. In den drei letzten und den Maxima im Vertex und Antivertex ziemlich gut dar- I Spalten sind jedesmal die benutzten \\'ate der Sonnen- stellen lassen niiillte, wie das oben bei den U-Sternen versucht ist. ~ geschwindigkeit v'o und der galaktischen Liinge des Sonnen-

b) Uin auch iiber die \Verte von K in allen zehn ' apes ].a, sowie des mittleren A'-Effektes A; fiir jede Stern- Kichtungen in der galaktischen Ebene einen Uberblick 1 gruppe angegeben.

Rereich v'o 1.a A;, 3 4 5 6 7 8 9 10

Sterne

R-Sterne +'9.3 +:.I + 1 . 7 +4 .1 +3.2 + 8 . 2 +2 .7 +3 .1 +4.6 +1.4 -19.0 4 2 ' / ~ , ~ +4.2

aIIe + 5 .7 -2 .4 A-St* I p. < 0104 + 10.2 +o.5

\ aIIe + 6.1 + 2 . 0

111 < or04 + 7 . 7 - 2 . 2

I aIIe +. 5.9 -3.1

F-St.

11". < oI04 + 1.8 0.0 C-St.

I aIIe + 3.2 -4 .1 K-St. 111 < 0704 + 1.0 -3.6 hI-Sterne + 8 . 1 - 5 . 0

+ 2 . 0

+ 1.9 + 2 . I

+ 1.0

+ 1.1

+ 1 . 7

+ 6.4 + 0.9 +8.9

+ 0.6 - 1.4

- 3.9 - 7 .2

- 5.6 - 6.6 - 2.3 + 2.9 -

+0.5

- 4.7 + 1.1

- 5.8 + 1.7 - 2.7

- 6.6 -- 2.8

- 1.3

I)ie zwischen der Kurve fiir die R-Sterne und den- jenigen fiir die A-, F-, (;-, K-Sterne mit kleinen Kigen- bewegiingen bestehende Aiinlogie ist auch hier ganz unver- kennbar. In den Rereichen I und 6 oder 7 , also in den Kichtungen nach dem Vertex und Antivertex, zeigen alle Kurven deutlich ausgepriigte hlasinia, und zwar sind die diesen Kichtungen entsprechenden Werte von K durchweg positiv, trotztlem sie bei den Sternen verschiedener Spektral- klassen sehr verschiedene absolute Betrage besitzen. Auf- fallend sind die (auDer bei den B-Sternen) sehr groRen negntiven \Verte des K-Kffektes im Rereiche 10 und der sehr schroffe ljbergang \-om hier liegenden hlinimum zum hlaxinium ini Hereiche I . Das andere hlinimum, welches bei 4 oder 5 liegt, ist im allgemeinen weniger ausgepragt, und der 6l)ergang von ihm zu dem zweiten, ebenfalls meistens etwas schwiicheren hlaximum bei 6 oder 7 entsprechend weniger schroff. I)ie bei der Zusanimenfassung der einander diainetral gcgeniiberlicgcnden Isereiche vorausgesetzte Polirritlt des K- I'ffcbktes erfiihrt jcdenfillls durch die in obenstehender 'I'abclle enthaltenen Znhlen und den Verlauf der Kurven in den I;ig. I1 eine rohe Uestatigung; es 1aRt sich aber aus diesen nicht mit Sicherheit entnehnien, ob die Kichtung der niaximalen Effekte tatdchlich, wie bei der rechnerischen Hehandlung der 1%- untl A-Sterne vcrsuchsweise angenommen worden ist, senkrecht auf der Kichtung der minimalen Kffekte steht.

6. K - E f f e k t bei e i n e r G r u p p i e r u n g d e r S t e r n e n a c h ih ren I ' n t f e rnungen . I h sich eine Verschiedenheit ini Verhalten der Sterne in bezug auf den K-Effekt bei ihrer l'rennung in ( h p p e n nach der GroRe ihrer Eigenbewegungen ergcben hatte, schien es iins zur Erkenntnis des We'sens der angederitcten Erschcinung wichtig zii sein, die oben geschilderte C'ntersiichungsiiiethodc in anderer \\'eke auf das ghnte Stern- materinl nnzowendcn, und z\wr ohne Unterschied der Spelitral- klassen, viclinehr uhtcr 'I'rennung der Sterne in Gruppen nach

- 3.1 + 1.6 - 0.7 - 3.6 +o. I

- 2.6 + 1.7

- 3.0 +&I

+ 5.9 +8.7 + 5.6 '4.7 +3.1 +3.2 +4.1 +4.1 -

+ 2.0 + 2.4

+ 3 . I + 0 . 5 - 6.8 - 3.5 + 0.7 - 2 .1

+4.1

- 1.9

- 6.6 -4.5 - 6.8 + 2.9 +0.9 - 3.8 - 0.6 - 1.5

-0.5 - 1 5 . 0

- 5 . 5 - 15.8 - 3 . 0 -- 14.5

-4.9 - 12.3 -9.9 -- 1.3.4 -3.4 -17 .6 -6.9 - 16.6 - 1 . 3 - 19.5

- - Y . g - 14.4

+ 0.9 +0.7 +0.8

- 0.6 - 1.8 - 0.4 - 1.7

+ 1.9

- 2.0

ihren Entfernungen. I)a aber trigononietrisch geniessene Parallaxen nur fur ganz wenige der im I,'u'uritt.-Katalogc ent- haltenen Sterne vorhanden waren (Sp. 10 des Katalogs), sahen wir uns gezwungen, die Parallaxen der nieisten Sterne BUS den von den Herren A'upttyr und unn Rh@ statistisch abgeleiteten Beziehungen zwischen Parallaxe, scheinbarer Helligkeit und Eigenbewegung zu berechnen. 1)iese Aiifgabe wiirde iins dadurch sehr erleichtert, daR Herr A'npttyr uns in lichens- wurdigster \Veise eine von ihm und Herrn van A'hijn auf- gestellte, noch nicht veroffentlichte Tabelle der Parallaxen der Sterne von der 4. bis zur 10. Gr(iDe, fur verschiedene wa h r e Eigenberegungen (true p. m.) und drei galaktische Breitenzonen zur Verfiigung stellte. I )ie Verwnncllung der im yorite-Katalog (Sp.6) angegebenen Eigenbewegungen in wahrec. Eigenbewegungen geschah mit Hilfe der in (iron. I'ubl. 30, S. I 03 (4 = f01008) veroffentlichten Keduktionstabelle.

Ihs gesamte Sternmaterial wurde nach der (;riiRe der Parallaxen ir in vier Klassen geteilt, und zwar nach dem folgenden Schema :

I ) n < oIo06 11) 07006 < n < 0'0 I o

111) 0'0 I0 < TT < o"g0

IV) n > ologo . Iliese Entfernungsklassen worden nun in gcnau derselben \Veise behandelt wie friiher die Spektralklassen, und das Resiiltat der, Kechnung ist i n den nachstehenden, den dort angefuhrten genau nachgebildeten Tabellen enthalten, welche deninach ohne weitere Erliiuterung unniittelhr verstiindlich sein diirften. Ila die 1%-Sterne, welche i m allgenieinen sehr kleine Eigenbewegungen haben, ziim griilhen 'I'eilc in dic erste Klasse fallen, haben wir, uiii einen etwa dieser Spcktral- klasse allein zukomnienden Kffekt zu eliininieren, die Kechnung auch unter XusschluR aller U-Sterne wiederliolt.

2 6

387 5230

Alle Spekt ra lk lassen . Bereich I 2 3 4 5 6 I 8 9 10

N 17 36 39 34 24 31 16 ' 6 5 I 1

I. (m < 0.006). HRv -156.0 -587.4 -518.1 -460.2 -128.2 +539.3 +4t2.8 +223.6 +39-9 -139-3

8 -9.2 -16.3 -13.3 --13.5 -5.4 +14.6 +25.8 +14.o +8.0 - 1 2 . 7

R +2.7 +4.8 +0.4 -2.8 -9.1 11. (01006 < TC < 010110).

2RV -84.6 -519.2 -167.4 -84.5 +20.2 +391.3 +491.8 +509.7 +93.I -231.1 N 19 32 23 26 2 0 30 26 30 2 7 2 1 v -4.4 -16.2 --7.3 -3.2 +I.O +13.0 +18.9 + I ~ . o C 3 . 5 -8.6 K +4.3 +1.4 +4.9 +0.2 - 3.8

III. (o~oro < TC < 01030). ZRV -206.4 -410.3 -149.3 -166.4 +179.2 +316.2 + 2 7 1 . 7 +354.0 +56.6 -66.3

N 16 25 14 2 2 2 2 2 2 1 7 2 1 2 8 2 2

V -12.9 -16.4 -10.7 -7.5 + % . I +14.4 +16.0 +16.9 + 2 . 0 -3.0- K +0.8 -0.2 +3.1 -2.8 +2.6

IV. (n > olo30). ZRV +12.8 -61.0 -288.7 +73.9 l-50.1 +II3.3 +132.8 +2I7.3 $13.8 -168.2

N 8 I 0 2 0 '3 6 9 5 9 8 I 2 V +1.6 -6.1 -14.5 + 5 . 7 +8.3 +12.4 +26.6 +24.1 +1.7 -14.0 K + 7 . 0 +10.3 +4.8 +3.7 -2.9

Alle Spekt ra lk lassen , auDer d e n B-Sternen. Bereich I 2 3 4 5 6 7 8 9 10

I. (n < 01006). ZRV -84.7 -358.7 -196.4 -326.6 -141.6 +240.6 +254.3 +133.5 +39.9 -23.3

N I 0 19 2 1 2 2 19 2 2 I0 9 5 6 V -8.5 -18.8 --9.3 -14.8 -7.4 +10.9 + 2 5 . 4 +14.8 +8.0 -3.9- K + 1 . 2 +3.3 +2.8 -3.4 - 5 . 7

11. (01006 < TC < OYOIO). X R V -7 .4 -439.3 -159.1 -48.7 +0.4 +104.9 +379.4 +408.9 -10.4 -164.9

N 16 26 19 18 I 7 1 7 18 25 I 8 ' 5 8 - 0 . 5 -16.8 -8.3 -2.7 0.0 +6.2 + ~ I . I +16.3 -0.6 - T I . O

K +1.4 -1-2.2 +4.0 -1.7 - 5 . 5 III. (OYOIO < n < 01030).

ZRV -207 .8 -414.3 -149.3 -166.4 c 1 6 3 . 8 +316.2 +270.1 +301.5 -46.2 -96.5 N ' 5 24 14 2 2 19 2 2 16 18 I 9 18 V -13.2 -17.3 -10.7 - 7 , s +6.6 +14.4 +r6.9 +16.7 -2.4 -5.4 K +0.6 -0 .2 +3.0 - 5 . 0 + 0 . 6 .

In der letzten Klasse (TC>O!O~O) finden sich iiberhaupt keine B-Sterne inehr. Ein Vergleich der Zahlen dieser Tabellen, sowie der in Fig. I11 Tafel 5 dargestellten Kurven, lehrt, da5 durch den Ausschlufi der B-Sterne der Charakter des Ver- laufes der Werte von K in galaktischer Lange nicht wesent- lich verandert wird. Auch hier, wie bei der Untersuchung nach Spektralklassen, tritt, namentlich fur die entferntesten Sterne, die Zunahme von R ungef6hr in der Richtung Vertex- Antivertex,und bei allendiestarke AbnahmeinderRichtung 5/10 deutlich hervor. Bei den nahen Sternen (Klasse 111) ist da- gegen diese Erscheinung stark verwischt, und die Kurve stellt eigentlich nur unregelmiBige Schwankungen urn die Abszissen- achse (K = 0) dar. Merkwurdigerweise tritt die Etscheinutlg bei den allernkhsten Sternen (Klasse IV, Parallaxen > 01030) wieder recht deutlich zu Tage, und dfes ist um so verwudderl licher, als die Werte der mittleren Radialgeschwindigkeitetl

hier auf ganz geringen Sternanzahlen beruhen und daher nur auf geringe Genauigkeit Anspruch erheben diirfen.

Ebenso haben wir, wie auch schon fur die einzelnen Spektralklassen, fur die hier betrachteten vier Gruppen Aus- gleichungen der Werte 8 (ohne AusschluD der B-Sterne) vor- genommen, indem wir aus diesen Werten fdr jede Gruppe die Sonnengeschwindigkeit ua, die galaktische U n g e des Sonnenapex la und den mittleren K-Effekt KO unter An- wendung der Formef ( I ) nach der Methode der kleinsten Quadrate berechneten, worauf der spezielle K- Effekt in jeder der zehn Richtungen durch Subtraktion der f i r sie berechneten Komponente der Sonnengeschwindigkeit vom jeweilig beob- achteten Werte von erhalten wurde. Die Resultate dieser Rechnung sind in der nachstehenden der auf S. 385-386 ge- gebeneh nachgebildeten Tabelle enthalten.

389 3 90

Bereich I 0 V @ la KO

I 2 3 4 5 6 7 8 9 Sterne

n < 0'006 + 4.0 +2.2 +3.5 -4.9 -8.3 +1.4 + 7.3 - 2.8 -0.6 -9.8 -18.8 45' -0.8 0 ~ 0 0 6 < n < o ~ o 1 0 . + 7.4 -1.4 +4.8 +1.5 -3.4 +1.2 + 4.1 + 4.9 -1.2 -4.2 -14.8 36'12 +I .4 o ~ o 1 o < n < 0 : ' 0 3 0 + 1.6 +0.6 +2.4 -3.4 +1.6 -0.1 - 1.0 + 3.8 -2.1 +3.5 -17.1 31'/& + o . ~ n > 0'030 +15.4 +9.7 -2.8 +8.9 +1.7 -1.2 t I o . 8 +I2 .4 - 1 . 5 -7.4 -75.9 29'12 +4.5

Die graphische Darstelluog der Abhiogigkeitder GrBUeK von der galaktischen Ltinge wird durch die Kuneo der Fig. IV Tafel 5 gegeben. Die iinverkennbare Ahnlichkeit , welche zwischen den fiir die entfernteren Steme geltenden Kurven uod denjenigen fur die B-Sterne sowie die A- und F-Sterne n i t kleinen Eigenbewegungen besteht, tritt bei einen\ Ver- gleiche der Figuren I11 und IV mit den Figuren I und I1 deutlich hervor. Sehr auffallend siod die kleinen Werte von KO fur die entferntesten Sterngruppen, in deneo auch alle B-Sterne enthalten sind, fiir die ja der mittlere K-Effekt sowohl, wie samtliche speziellen K- Effekte betrlchtliche positive Werte aufweisen. Dementsprechend schwankt die erste Kurve in den Figuren 111 und IV um die Abszissenachse, wahrend sie in den Figuren I und I1 oberhalb dieser Achse verltiuft. Aus dieser Tatsache mochte man wohl den SchluB ziehen, dafl sich bei den B-Sternen uber den allen entfernten Sternen gemeinsamen kinematischen Effekt noch ein weiterer, nur dieser Spektralklasse eigentiimlicher physikalischer Effekt, ngmlich eine Rotverschiebung, uberlagert.

Der Verschiedenheit der sich bei den Ausgleichungen ergebenden, in der obenstehenden Tabelle in der mit u a uberschriebenen Rubrik angefuhrten, Sonnengeschwindigkeiten ist wohl keine besondere Bedeutung beizumessen, da die mittleren Fehler e der Darstellung der beobachteten mittleren Radialgeschwindigkeiten durchweg ziemlich betrlchtlich sind, (Gruppe I E = f 5 . 2 8 , Gruppr I1 E = ~ t 3 . 6 9 , Gruppe 111 E = -+2.30, Gruppe IV E = f7 .34) ; dagegen ist die uo- unterbrochene Abnahme der Werte von wohl reell und wahrscheinlich dadurch verursacht, da8 die ntiheren Sterne in immer stlrkerem MaDe an der bei der Ausgleichung nicht berucksichtigten Sternstromuog beteiligt sind. Die tiukrst starken Schwankungen der Kurve fur die IV. Gruppe in Fig. IV sind wohl auf die geringe Anzahl der in dieser Gruppe ent- haltenen Sterne und die entsprechend kleine Geoauigkeit der fur sie abgeleiteten mittleren Radialgeschwindigkeiten zurtick- zufuhren, weshalb aus diesen Sternen, trotz des zufiillig recht befriedigenden Verlaufes der Kurve in Figur 111, keinerlei Schliisse in bezug auf den K-Effekt gezogen werden ktlnnen.

SchlieDlich ist auch eine Ausgleichung der WeAe 5 der ersten Gruppe (einschliefilich der B-Sterne) rnit Hilfe der drei- gliedrigen Formel ( 2 ) versucht wordeo, welche zu dem fol- genden Ausdrucke fur 6

6 = - 18.7 cO~(~-4qg~/~ ' )+1 .3 cos 21-0.8

oder 5 = - 18.7 c 0 ~ ( ~ - 4 5 ~ / ~ " ) + 2 . 6 cosal-2.1 gefuhrt hat. Jedoch wird auch hier durch die Einfihruog der Doppelwelle keine wesentliche Verbesserung der Darstellung erzielt; der mittlere Fehler erscheint, gegentiber dem sich bei der Ausgleichung nach Formel ( I ) ergebenden, kaum ver- andert: E = f 5 . 2 0 . Die einzelnen Fehler, die wir nicht nlher anftihren, haben zum Teil recht betrtichtliche Wecte - der grufite, im Bereich 10, erreicht sogar den Wert van -9.5. Eine wesentliche Verbesseruog der Darstelluog kann aber da-

durch erreicht werden, da8 ma0 die Achse der Doppelwelle aus der Vertex-Aotivertexrichtung etwas herausdreht uod sie in die Richtung 217 legt, wie dies durch die Gestalt der ersten Kurve in Fig. IV nahegelegt wird. Dann ergibt sich fur die Darstellung der mittleren Radialgeschwindigkeiten 8 der Ausdruck:

5 = - 18.7 C O S ( ~ - ~ ~ ~ / ~ ' ) + ~ . I cos2 (1-36')-0.8 oder I = - 18.7 c o ~ ( ~ - 4 5 ~ / ~ ' ) + 1 2 . 2 c0s2(~-36")-6.9 und der mittlere Fehler E wird nun = f 4 . 1 8 ; er wiirde, wenn der Fehler -9.8 im Bereiche 10 nicht vorhanden wlre, sogar auf f z . 9 5 herabsinken. Mit Ausnahme dieses Bereiches liegen nun siimtliche Differenzen B - R zwischen den Grenzen -3.8 und + 5 . 0 .

Aus den oben mitgeteilten Untersuchungen des K-Effektes bei einer Gruppierung der Sterne nach Spektralklassen sowie nach der Gr68e ihrer Parallaxen, deren wesentlichste Resultate in den Figuren I - IV graphisch dargestellt sind, glauben wir rnit einiger Sicherheit schlieflen zu konnen, daO dieser Effekt eine komplizierte Erscheinung ist, die sich im wesentlichen aus einem konstanten Bestandteile und einem mit der Richtung im Raume vertinderlichen Bestandteile zusammensetzt. Wahrend ersterer wahrscheinlich einer physikalischen Ursache, welche die von den Oberfltichen der Steme emittierten Strahlungen beeinflufit, zuzuschreiben ist, scheint der zweite Bestandteil wegen des bei ihm beobachteten systematischen Ganges mit der galaktischen Lange und der merkwurdigen Polaritat leichter als kinematischer Effekt, nach dem Dopplerschen Prinzip, er- kllrbar zu sein. Der allgemeine Charakter dieses systematischen Ganges Irifit sich rnit einiger Anntiherung durch eine Doppel- welle mit den Maxima in den Richtungen nach dem Vertex und dem Antivertex darstellen (Vertexwelle), jedoch scheinen gewisse Anzeichen darauf zu deuten, dafl der Anstieg beim Ubergange von der Richtung 10 zur Richtung I , und von 5 zu 6, schroffer ist als der darauf folgende Abfall. Allerdings ist diese letzte Erscheinung keinesfalls als sicher festgestellt zu betrachten, da sie f i r 10-1 vie1 starker angedeutet ist als fur 5-6, soda0 sie mtlglicherweise auch durch eine im Be- reiche I o vorhandene lokale Stihung verursacht sein konnte. Diese ,Vertexwelles tritt rnit groflter Deutlichkeit bei den B-Sternen und den A- und F-Sternen mit kleinen Eigenbe- wegungen auf, sowie bei den Sternen, deren nach den Me- thoden der Stellarstatistik berechnete Parallaxen sehr klein sind, also vermutlich bei den entferntesten Sternen des inneren galaktischen Sternsystems.

11. Kapitel. 7. H a u f i g k e i t s f u n k t i o n d e r R a d i a l g e s c h w i n d i g -

ke i ten. Wenn der sich aus der ganzen obigen Untersuchung ergebende systematische Gang in galaktischer IAnge der nach Abzug der Sonnengeschwindigkeit iibrigbleibenden * wahrens Radialgeschwindigkeiten der Sterne, auch dejenigen, deren Beteiligung an der Kapieyn - Eddingion'schen Sternstromung noch oicht festgestellt werden konnte (wie z. B. der B-Sterne),

26.

39 I 5230 392

reell ist, mu0 sich diese Erscheinung auch in der Htiufig- keitskurve der Radialgeschwindigkeiten verschiedener GroDe kund tun, wenn man letztere' fur alle in der Niihe der galak- tischen Ebene gelegene Sterne einer Spektralklasse ohne Rucksicht auf ihre Lage in galaktischer Lange bildet. Nun hat Herr W. W. Campbell schon in seinem I 9 I 3 erschienenen Buche *Stellar motions< bemerkt (S. zoo), daD die HXufig- keitskurve der Radialgeschwindigkeiten der Sterne des ersten Spektraltypus von Sccchi (Spektmltypen B-F4) einen etwas unregelmlDigen Verlauf zeigt und sich nicht sehr gut durch eine gewohnliche Fehlerkurve darstellen 1itDt. Es schien uns daher interessant, diese Frage auf Grund des bei der obigen Untersuchung benutzten Materials einer erneuten Priifung zu unterziehen, um, wenn moglich, eine neue, vom vorhergehenden unabhangige Bestatigung des gefundenen Effektes zu erhalten.

B-Sterne. Um uns von den Ergebnissen der vorher- gehenden Untersuchung moglichst frei zu machen, haben wir bei der Berechnung der Komponenten der Sonnengeschwindig- keit keinen der oben ermittelten Werte von "0 und 2 0 benutzt, sondern der Berechnung die gewohnlich angenommene Sonnen- geschwindigkeit "0 = 2 0 km/sec und fur den Apex die aus der Bearbeitung der Eigenbewegungen der Sterne des Katalogs yon L. Boss abgeleiteten Koordinaten a = 2 7 oo, 6 = + 3 4' (B0 = + z z 0 , A0 = 28') zugrunde gelegt. Dagegen war es notig, das Abzahlungsintervall, welches z. B. bei Herrn Canrpbell 1. c. 5 km/sec betriigt, nach Moglichkeit zu ver- kleinern, da sonst ein vorhandener systematischer Gang leicht vollkommen verwischt werden kann. Die nachstehenden zwei Tabellen enthalten die Resultate unserer Abzlhlungen fur die B-Sterne, bei Abzahlungsintervallen von 4 km/sec und 2 krn/sec ; die Anzahlen der in jedes Intervall fallenden, durch Subtraktion der Komponente der Sonnengeschwindigkeit individuell be- rechneten absoluten Radialgeschwindigkeiten sind auch fiir das Intervall von z km/sec in der Fig. V auf Tafel 5 durch diskrete Punkte dargestellt.

Intervall 4 km/sec.

< -zokm/sec 7 -zobis-16 3 -16 )) - 1 2 5

5 - 1 2 )) - 8 - 8 ) ) - 4 6 - 4 " o 24

O * + 4 4 1 + 4 * + 8 31 + 8 )) + I Z 41 + I Z )) +16 14 +16 9 + z o 7

> + 2 4 4

Intervall Anz. d. St.

+ 2 0 )) + 2 4 4

Intervall z km/sec. Intervall Anz. d. St.

- 6 b i s - 4 4 - 4 3 - 2 8 - 2 )) o 16

0 , + 2 2 1

+ 2 ) ) + 4 2 0

+ 4 " + 6 14 + 6 )) + 8 1 7 + 8 )) + I 0 2 0

+ I 0 )) + I 2 2 1 + I Z * +14 9 +14 3 +16 5

' Die in der Figur V punktierte Kurve stellt die bei del gegebenen Gesamtzahl der Sterne zu erwartende wahrschein, lichste Hnufigkeit der verschiedenen Abweichungen vom arith, metischen Mittel der Radialgeschwindigkeiten (4.4 km/sec: dar. Man sieht auf den ersten Blick, daO die BFehlerkurvea

len tatsichlichen Verlauf der Haufigkeiten nur in gunerst oher Weise wiedergibt; es tritt gerade dort, wo ein Maximum ler Haufigkeitskurve liegen sollte, eine stark ausgepragte Sinbuchtung auf. Bei einem Abzlhlungsintervalle von 4 km/sec st, wie aus den Zahlen der ersten Tabelle zu ersehen, diese Sinbuchtung, auch noch, wenn auch in schwlcherem Mafle, u erkennen,. bei einem Intervalle von 5 km/sec, wie es von lerrn Campbell gewahlt worden ist, und der Hinzunahme von kernen anderer Spektralklassen, verschwindet sie vollkommen. 3ei noch grot3eren Abziihlungsintervallen ntihert sich der Jerlauf der Hlufigkeitskurve, auch f i r die B-Sterne allein, mmer mehr der bekannten Fehlerkurve.

Nun lN3t sich aber zeigen, daD die hier gefundene Sinbuchtung der Hlufigkeitskurve notwendig auftreten muGI Venn sich ein systematischer Gang der Radialgeschwindig- :eiten von der im I. Kapitel beschriebenen Art uber die Lufiillige Verteilung uberlagert. Befolgen die Haufigkeiten der iadialgeschwindigkeiten verschiedener GroDe in einem nicht :u groDen Gebiete am Himmel ein *Muxwellsches Fehler- ;esetzc von der Form

NO K die mittlere Radialgeschwindigkeit der Sterne irn be- rachteten Gebiete bedeutet, und ist K in den verschiedenen 2ebieten nicht konstant, sondern nach einem Gesetze von jer Form rertinderlich, so nimmt die fur die ganze galaktische Zone eesultierende Haufigkeitsfunktion der Radialgeschwindigkeiten F(v ) die neue Gestalt an:

'9 (.) = h/ vn. e-h?(v-K)z (3)

K = K,+K1'cos 22, (4)

2 X

@ ( v ) = (h/2n%) .S,--hz[v-K--K,cosz~l?.d2 ( 5 )

@(") = (h/zm'/') .Je-h"v-K0-K1 cosc132. dP

0

welche sich durch die einfache Substitution zk = p auch auf die Form

2 X

( 6 ) 0

zuruckfuhren 1HDt. Mit Hilfe dieser Formel kann nun in der Tat, wie eine auf unsere Bitte von Herrn 0. Birck ausgefuhrte Rechnung zeigt, der beobachtete Verlauf der in Fig.V als Punkte aufgetragenen Haufigkeiten in sehr befriedigender Weise dar- gestellt werden. Die eingezeichnete, ausgezogene Kurve ent- spricht den Parameterwerten

h = 0.358 KO = 6.000 A; = k6.702 welche durch Probieren erhalten wurden, soda& durch geringe Anderungen dieser Werte, moglicherweise ein noch engerer ~4nschluD an die Beobachtung erzielt werden konnte. Schreibt man das Gesetz (4) der Variation von K mit galaktischer Lange in der Form

so ergibt sich f i r xo ein von Null kaum verschiedener Wert ( - 0 . 7 ) ~ dagegen furxl ein Wertvonungeftihr +13.4km/sec1).

Auf die A- und K-Sterne angewandt, auch unter Tren- nung nach der GroDe der Eigenbewegungen (alle Sterne und

K = xo + X I C O S P l ( 7 )

') Allerdings ist, wegen der Unbestimmtheit des Vorzeichens von K,, auch eine andere Darstellung moglich, bei der der mittlere K-Effekt x,, = +12.7, die Amplitude der (um 90' gedrehten) Doppelwelle aber gleich -13.4 angenommen werden konnte. Im Integrale (6) konnte K, auch als Korrektion der angenommenen Sonnengeschwindigkeit v g = 20 km/sec gedeutet werden, was aber wegen des groI3en Wertes von Kl (6.7 kmlsec) als gznzlich ausgeschlossen erscheint.

393 5230 394

Sterne mit ,u < 0104 p. a.), ergab diese Untersuchungsmethode keine klaren Resultate, wegen der starken und unregelmifiigen Schwankungen der die Hiiufigkeiten darstellenden Kurven ; jedoch war die Einbuchtung in der Umgebung der mittleren Radialgeschwindigkeit in beiden Fiillen durch die auffallend kleine Anzahl der Sterne rnit Radialgeschwindigkeiten zwischen + 2 und + 4 km/sec fur die A-Sterne und zwischen - 2 und Q km/sec fur die K-Sterne angedeutet.

Die Untersuchung der Hiiufigkeitsfunktionen der Radial- geschwindigkeiten der in der galaktischen Zone liegenden Sterne, wenigstens dejenigen der Spektralklassen B, A und K, scheint somit auch eine indirekte Bestiitigung der Existenz eines systematischen Ganges des K-Effektes mit der galak- tischen Lange, von der Art von dem im I. Kapitel gefundenen, zu liefern.

8. S o n s t i g e Ver suche . Wir haben uns weiter be- miiht, irgend welche andere statistische Erscheinungen auf- zufinden, deren Gang in galaktischer LPnge, oder sonstige Eigentumlichkeiten rnit denjenigen des K-Effektes in Parallele gebracht werden konnten, ohne jedoch zu ganz klaren Er- gebnissen gekonimen zu sein. Eine anfangs geplante Unter- suchung des K-Effektes bei einer Gruppierung der Sterne nach der GroDe ihrer absoluten Helligkeiten, welche in der Arbeit von Herrn W. S. Adants und eeinen Mitarbeitern iiber die spektroskopischen Parallaxen von I 646 Sternen l) ange- fiihrt sind, erwies sich leider als undurchfuhrbar, da die Sterne so unregelmafiig auf der Himmelssphiire verteilt sind, daO die Bereiche 8, 9 und i o beinahe ganz unbesetzt bleiben. Dies war um so bedauerlicher, als ein gewisser Zusammenhang zwischen dem K-Effekt und den absolut hellsten Sternen durch gewisse andere Tatsachen nahegelegt wird. Betrachtet man namlich das von Herrn H.D. Curtis in der Nr. 197 (Februar 1922) der Publ. of the Astr. SOC. of the Pacific vertiffent- lichte Diagramm, welches die Anzahlen der Riesen- und Zwerg- sterne in den verschiedenen Spektralklassen darstellt, und zieht darin eine horizontale Gerade etwa bei der GrBOen- klasse + ~ m o , so sieht man, daR die Anzahl der oberlialb dieser Grenze liegenden Riesensterne (auch prozentual zu der in jeder Klasse enthaltenen Gesamtzahl der Sterne genommen) in den Klassen B, G und K eine betriichtlich gr6Rere sein muR als in den Klassen A und F. Die Anzahlen der in den verschiedenen Klassen enthaltenen absolut sehr hellen Sterne werden also, als Funktion der Spektralklasse wahr- scheinlich, durch eine Kurve dargestellt, die mit der von Herrn Gyllenbcrg am angegebenen Ort gegebenen Kurve der Abhiingigkeit der GroRe des K-Effektes von der Spektral- klasse in ihren wesentlichen Zugen ubereinstimmt. Das von Rerrn Curtis zusammengebrachte Material ist nun zwar namentlich fur die friihen Spektralklassen, als noch sehi luckenhaft zu betrachten, jedoch scheint die starke Abnahme der rnittleren absoluten Helligkeit der Sterne in den Klassen A und F wohl ein reelles Phiinomen zu sein, welches rnit den beinahe ganzlichen Fehlen eines K-Effektes f i r diese Klasser in Parallele gebracht werden kann. Eine Untersuchung de! K-Effektes bei einer Gruppieruog der Sterne nach ihrer a b soluten Helligkeit wird daher unbedingt ausgeftihrt werder

nussen, sobald es das zur Verfiigung stehende’ Material ge- tatten wird, urn auf diesem Wege eitler Entscheidung der +age naher zu kommen, o b der bei diesem Effekte auf- ;edeckte systematische Gang von der physikalischen Beschaffen- keit oder der Entfernung der betrachteten Sterne abhangt.

Von den sonstigen yon uns unternommenen Versuchen brwiihnen wir nur ganz beillufig die Untersuchung der nittleren scheinharen Helligkeiten und der mittleren trans- rersalen Komponenten der Eigenbewegungen der Sterne des Vodte-Katalogs i n den zehn von uns standig benutzten galak- ischen Bereichen. Trotzdem sich fur beide GroOen ein ganz inverkennbarer, wenn auch kleiner, Gang mit der galaktischen Ange gezeigt hat, mochten wir dieseni Umstande zuniichst reine weitere Bedeutung zuschreiben, da sich die gefundenen Zrscheinungen bei Benutzung des vie1 ausgedehnteren im (ataloge von L. Boss enthaltenen Materials nicht haben iachweisen lassen, und somit eher eine Beziehung zu der lei der Beobachtung von Radialgeschwindigkeiten getroffmen 4uswahl der Sterne verraten als zu irgendwelchen im Stern- iystem tatsachlich vorhandenen GesetzmaOigkeiten. Wir haben jie Absicht, die in diesen Kichtungen unternommenen Unter- iuchungen bei passender Gelegenheit weiterzufuhren, da uns :in Ubergang vom Studium des durch die grundlegenden Arbeiten von Prof. v. Seclzger und Prof. Kapteyn genugend aufgeklarten schematischen und typischen Sternsystems zur Erforschung des tatsachlichen MilchstraReasystem, dessen Struktursonderheiten aus einer Untersuchung galaktischer Zonen natiirlich niemals vollstiindig erhalten werden konnen, SuRerst erwunscht erscheint.

111. Kapitel. 9. Z u s a m m e n fa s s u n g u n d E r k 1 a r u n g s v e r s 11 c h e.

Das Ergebnis der vorangehenden Untersuchung scheint uns im wesentlichen darin zu bestehen, daR der K-Effekt der B-Sterne kein einheitlicher Effekt ist, daR sich vielmehr iiber die bei d i e s e n Sternen sichergestellte allgemeine Rotver- schiebung, bei a 11 e n Sternen ein systematischer Gang der von der Sonnenbewegung befreiten Radialgeschwindigkeiten uberlagert. Es scheint, daR dieser Restbetrag des K-Effektes als kinematischer Effekt und nicht als Gravitationseffekt zu deuten ist. An der Existenz einer realen Rotverschiebung, namentlich bei den B-Sternen zu zweifeln, ist, iin Hinblick auf die von anderen Autoren und auch hier angefuhrten Tatsachen, nicht mehr moglich, jedoch kann der mittlere Wert dieser Verschiebung erst dann als MaO fur das mittlere Gravitationsfeld in den Atmospharen der Sterne dieser Spektral- klasse gehalten werden, wenn das Wesen des systematischen Ganges vollkommen aufgekliirt und sein EinfluO elirniniert ist.

Es ist uns leider nicht gelungen, eine allen Tatsachen gerecht werdende Erklarung f i r diese, wie wir glauben, sehr stark angedeutete eigentumliche Abhiingigkeit des K-Effektes von der galaktischen Linge zu finden. DaR die Erklarung eine kinematische sein muO, erscheint von vornherein als iiuaerst wahrscheinlich, da es kaurn anzunehmen ist, daD die riiumliche Verteilung der Sternmassen, oder auch sonst welcher physikalischer Eigenschaften der Sterne, die hier zu Tage tretende charakteristische Polaritiit bedingen konnte. Es sind

I) W. S. Adam, A. H. ray, G. Strumberg and Cora G. BwweZl, The Parallaxes of 1646 Stars derived by the apectroscopic method, ApJ 53.13 (1921).

395 5 2 3 0 396

aber, unter der Veraussetzung, daO die von uns aus einem immerhin spklichen und nicht sehr homogeaen Material ab- geleiteten Erscheinungen vor einem erweiterten Komplexe smpirischer Tatsachen ihre Realitat behaupten, swei Stand- punkte moglich, je nachdem man der sich um die Maxima der Doppelwelle bei vielen Sterngruppen zeigenden Asymmetrie, welche sich im schroffen Anstiege beim Ubergange von Be- reich 10 zu Bereich I und von Bereich 5 zu Bereich 6, und im langsameren Abfalle auf der anderen Seite auOert, eine wesent- liche Bedeutung beiniessen will oder nicht.

Stellen wir uns zunachst auf den ersten dieser Standpunkte und nehmen also an, daO die Maxima des K-Effektes (welche immer positiv sind) in die Richtungen nach dem Vertex (galaktischeLangeA= 347') und Antivertex (A= 167") fallen, die Minima aber, die zum Teil groOe negative Werte aufweisen, in zwei gegen diese um nur etwa 40" gedrehte, zueinander polaren Richtungen (A = 3 10" und A = 130') liegen. Da die Richtung nach den1 Mittelpunkte des Shapleyschen Systems der kugelformigen Sternhaufen ungefahr in die Mitte zwischen diesen beiden Kichtungen fallt (A = 320°), so scheint die einfachste kinematische Deutung dieses Effektes die Annahme einer tatsachlichen Ausstromung, wenigstens der entferntesten Sterne, in den Kichtungen des Vertex und Antivertex, und einer Einstromung in den Richtungen 5 und 10 zu sein, also, in gewissem Sinne einer r a u m l i c h e n S p a l t u n g d e r S te rn - s t r 6 m e in zwei Aste. Bei den B-Sternen, die ja durchweg groOe Massen haben, wiirde sich die Ein- und Ausstromungs- geschwindigkeit iiber eine durch die Gravitationsfelder hervor- gerufene Rotverschiebung iiberlagern, sodan die mittlere Radial- geschwindigkeit dieser Sterne doch einen positiven Wert be- halten konnte, wahrend bei den anderen Spektralklassen ein solcher Effekt fehlen wiirde, und der kleine positive oder negative Wert der mittleren Radialgeschwindigkeit durch das zufallige Uberwiegen der einstromenden oder ausstromenden Sterne bedingt ware. Die einfachste dynamische Erklarung einer solchen Bewegung wiirde in der Annahme liegen, daO die meisten Sterne lemniskatenahnliche Bahnen um zwei An- ziehungszentren beschreiben, was auch in der raumlichen Ver- teilung der B-Sterne (von der gleich die Rede sein soll) und der von Herrn Kaptcyn gefundenen Andeutung einer Ein- schniirung des Sternsystems an den Polen der Milchstrane eine gewisse Stiitze finden konnte.

Die schwerwiegendsten Einwande gegen eine derartige Annahnie, deren Bedeutung wir uns keineswegs verhehlen, bestehen erstens darin, daO, wenn auch die um den Mittel- punkt des Shapleyschen Systems verteilten Massen zur Not als ein solches Attraktionszentrum aufgefaOt werden konnten, die Antivertexrichtung keinerlei solche Massen aufzuweisen hat, wenn man nicht geneigt ist, dem Orionnebel und den beiden groOen offenen Sternhaufen im Perseus eine solche ubertriebene Bedeutung zuzuschreiben, und zweitens, daO man, um den beobachteten Effekt zu erhalten, ein durch das an- nahernd bekannte Mischungsverhaltnis der beiden Kapfeyn- schen Sternstrome nicht ganz zu rechtfertigendes Uberwiegen der Sterne, welche ihre lemniskatentihnlichen Bahnen in einem Sinne in der galaktischen Ebene durchlaufen, iiber

lie Sterne, welche sich im entgegengesetzten Sinne bewegen, roraussetzen mu&

Die riumliche Verteilung der B-Sterne, die oben als ndirekte Andeutung fur ein Anwachsen der Ausmane des Sternsystems bei wachsender Entfernung vorn Mittelpunkte ingefiihrt worden ist, ist vor etwa einem Jahre von einem yon uns (6. Ei-rundlich), zusammen mit dem damals in Potsdam weilenden Magister W. Hciskanm, auf Grund der von Professor Charlicr I) abgeleiteten Entfernungen von uber 800 Sternen lieser Spektralklasse untersucht worden. Die ftir verschiedene galaktische Meridianebenen gebildeten Kurven gleicher Dichte zeigten, wenn auch in verschiedenem Grade, eine sattelformige Einbuchtung in der durch den Mittelpunkt des Systems gehen- den, auf der, zur Milchstranenebene parallelen, Grundebene jenkrecht stehenden Richtung. Diesmal war unser Haupt- interesse auf den Verlauf der Kurven gleicher Dichte in ~alaktischer Lange gerichtet, da es .uns nicht unmoglich zu sein schien, daO die sprungweise Anderung der mittleren Radialgeschwindigkeiten, beim Ubergange von der Vertex- Antivertexrichtung zu einer gegen diese um 40" gedrehten, von einer auch sprungweisen Anderung der raumlichen Ver- teilung der Sterne begleitet sein konnte, wie das z. B. bei einer Spirale der Fall wlre beim Ubergang in die Richtung, in welcher man an einem oder auch an beiden Asten gerade vorbeisieht.

Zum Zwecke der Untersuchung der raumlichen Ver- teilung der B-Sterne in der galaktischen Ebene haben wir die in den drei letzten Spalten der Tafel 1 6 des oben zitierten Werkes von Herrn Chrlier gegebenen Koordinaten der ein- zelnen Sterne benutzt. Diese sind auf ein Koordinatensystem bezogen, dessen XY-Ebene parallel zur MilchstraOe verlauft, wobei der Anfangspunkt rnit dem von Herrn Chadier aus der Gesamtheit der B-Sterne des Katalogs von Pickcring er- mittelten DMittelpunkteB: des Systems der B-Sterne zusammen- fallt. Die linearen Dimensionen sind durchweg in *Sirio- meterns ( I Siriometer gleich 5 parsec) gegeben, jedoch kommen hier nur die gegenseitigen Lagen der Sterne, und nicht die abso- luten Dimensionendes Systems, iiber die vielleicht noch gestritten werden konnte, in Betracht. In dieseni Koordinatensystem liegt die Sonne 4 Siriometer iiber der XY-Ebene und um 18 Siriometer kings der +X-Achse in der Kichtung nach dem Sternbilde Cygnus verschoben. Wir haben uns auf die Betrachtung der Sterne beschrankt, die in einer 30 Siriometer breiten Schicht liegen, welche durch zwei in den Abstanden z = + I 5 und I = - I 5 von der XY-Ebene zu ihr parallele Ebenen abgegrenzt wird. Diese Schicht wurde nun durch fiinf durch die 2-Achse gehende sich unter Winkeln von 36 Grad schneidende Meridianebenen in I o Bereiche (oder Sektoren) zerlegt, welche den von uns standig benutzten Bereichen 1-10 entsprechen, und ferner durch eine Reihe von Zylinderflachen, die alle die 2-Achse zur Achse haben, und deren Radien Y in arithmetischer Progression (um I o Siriometer bei jedem Schritte) wachsen, in kleinere Volumina zerteilt. Auf diese Weise wurde jeder der 10 Bereiche in weitere rnit a, 6, c . . . bezeichnete, mit der Entfernung vom Mittelpunkte wachsende Volumen- elemente aufgelost, nach dem nachfolgenden Schema :

I) C. 2'. L. Charlie,., T h e Distances and the Distribution of the stars of the spectral type B. Meddelande fr%n Lunds Astronorniska Observatorium, Ser. I1 No. 14.

397 5230 3 98

a o S r < x o d 3 0 1 r c 4 0 g 6 0 S t - < 70 b 1 o l r < 2 o c 4 0 1 r < 5 0 h 7 o S r < 80 c 2 o S r < 3 o f 50--lr<60 R 8 o l r S r o o . Nun wurde ftir jides der 90 Elemente d i s c s rgumlichen

Netzes die Anzahl der in ihm liegenden B-Stehe bestimmt und durch das Volumen des betreffenden Elementes dividiert (wobei das Volumen des Elementes a = I angenommen wurde). Die auf diese Weise erhaltenen 3Dichtena der B-Storne sind in der nachfolgenden Tabelle zuSammengestellt :

1 2 g 4 5 6 7 8 9 1 0 a 2.00 4.00 0.00 3.00 2 . 0 0 0.00 1.00 0.00 3.00 4.00 b 3.66 2.66 0.67 1.67 1.67 2 .33 3.33 5.00 1.66 4.99 c 4.20 1.60 0 . 2 0 1.80 3.00 2 . 0 0 2 .20 3 . 2 0 1.00 1.60

-- -- --- -

- ~

d 2.57 0 . 7 2 1 . 1 5 0.85 1 . 7 1 0.72 2 .72 3.14 1.29 1.01

C 1.11 0.78 1.33 1.00 0.89 1.33 1.89 1.56 1.00 1.78 __ f 0.36 0.54 1.64 1.36 0.90 1 . 5 5 0.64 0.45 0.45 0.82 g 0 . 2 3 0.46 0.46 0 . 2 3 0.23 0.39 0.00 0.00 0.54 0.01 h 0.33 0 .13 0.40 0 .13 0 . 1 3 0 .33 0 . 2 0 0 . 2 7 0.40 0.33 K 0.03 0.08 0 . 1 7 0.06 0.03 0.03 0.03 0 . 2 2 0.39 0.14

Man sieht aus diesen Zahlen auf den ersten Blick, daO die Dichteabnahme in den verschiedenen Richtungen I, 2 usw. vom Mittelpunkte aus nach den Grenzen des Systems zu keinesfalls gleichmiiflig verliiuft; es treten vielmehr die Maxima nicht immer bei a auf, sondern zuweilen in groOeren Ent- femungen vom Mittelpunkte, und mehrere Strahlen weisen sogar an zwei verschiedenen Stellen ein Anwachsen (relatives Maximum) der Dichte der B-Sterne auf. In der oberen Tabelle sind die deutlich ausgeprilgten Maxima durch Unterstreichung mit vollen Strichen kenntlich gemacht, die weniger ausge- pragten, bei i d und 9d, mit punktierten Strichen. In der Fig. VI, Tafel 6 sind die Lagen dieser srelativena Maxima (unabhangig von ihrer absoluten Grbae) durch schwarze bezw. innen leere Kreisscheibchen bezeichnet. Beim Betrachten dieser Figur ist es schwer, sich des Eindrucks zu erwehren, daO die Punkte 4J gc, 66, 7b, 86, 9a, Ioa, den Verlauf eines Spiralarmes bezeichnen, wiihrend der zweite Arm etwa durch die Punkte 5a, 4a, 2 6 , IC, I O C angedeutet sein konnte; jedoch finden nicht alle in der Figur aufgetragenen Punkte eine Stelle in diesem Schema, welches wegen der Grobheit des benutzten riiumlichen Netzes, die durch die geringen Sternanzahlen bedingt ist, keinesfalls als das einzig mogliche zu betrachten ist.

Wenn diese Deutung richtig wiire, so wlirde die durch die Lage der Sonne parallel zu der Richtung 5/10 gezogene Gerade tatsiichlich beinahe vollstandig auaerhalb der inneren Teile beider Spiralarme verlaufen, doch wlirde die Annahme, da5 sich die Sterne in den Spiralarmen nach innen bewegen, nur sehr unvollkommen die in der Abhhgigkeit des K-Effektes von der galaktischen Ltinge ausgedriickte Erscheinung zu erklaren gestatten '). Jedenfalls klinnte es sich nur urn die Spuren einer etwa ursprtinglich vorhandenen spiralformigen Anordnung der B-Sterne handeln, da die direkte Betrachtung der von Herm Chrlicr 1. c. gegebenen Figur der t a u c h - lichen, gegenwiirtigen Verteilung dieser Sterne wenig oder garnichts von einer solchen entdecken I&&.

_ _ - -

Zieht man es vor, 5ich auf den zweiten der oben er- wghnten Standpunkte zu stellen und den Gang des K-Effektes, wie das im Laufe dieser Untersuchung mehrmals geschehen ist, als eine Doppelwelle mit zwei Maxima in den Richtungen nach dem Vertex und Ahtivenex, und zwei in Absthden von 90' von diesen liegenden Minima zu deuten, die Ein- senkungen in den Bereichen 5 und 10 also als eine auf das innerste Sternsystem beschrilnkte Erscheinung aufzufassen (wozu die Tatsache, daB gerade bei den R-Sternen, welche die Doppelwklle am reinsten zeigen, die Einstromung im Bereich 5 Uberhaupt fehlt, diejenige in IO aber den Charakter einer auf ein kleines Gebiet ( Iob) beschrhkten lokalen Sttirung hat, eine gewisse'Bcrechtigung gibt), so bietet sich noch eine andere, allerdings auch wenig befriedigende Erkliirungsmoglich- keit. Da sowohl die Vertexrichtung, wie besonders die Richtung nach dem Mittelpunkte des Systems der kugelformigen Stern- haufen, die um einige 20'-30' voneinander abweichen, ziem- lich ungenau bestimmt sind, kann man nilmlich auch annehmen, daO diese beiden Richtungen in Wirklichkeit zusammenfallen, und daO unser ganzes Sternsystem, rnit EinschluU der B-Sterne, nach dem Mittelpunkte des allgemeinen galaktischen Systems fdllt, und zwar mit einer bei wachsendem Abstande von diesem Mittelpunkte abnehmenden Fallgeschwindigkeit. Von der Mitte unseres lokalen Sternsystems aus betrachtet wiirde dann eine solche Bewegung tatsiichlich als eine Dilatation erscheinen, als welche der K-Effekt bekanntlich schon oftmals gedeutet worden ist. Wenn man noch die weiteren Annahmen machen wollte, dafl das Gesetz der Abnahrne der Fallgeschwindigkeit innerhalb dieses Systems linear ist, und die Fallgeschwindigkeit in Ebenen, welche auf der Fallrichtung (Vertexrichtung) senk- recht stehen, konstante Werte besitzt, so wiirde, wenn die R-Sterne in allen Richtungen durchschnittlich dieselbe Ent- fernung von uns hiitten, diese d i f f e ren t i e l l e Geschwindig- keit, als Funktion der galaktischen Liinge, durch einen Aus- druck von der Form

d u * cos2rz (wo A die vom Vertex gedhlte galaktische Linge bedeutet), darstellbar sein. Die in der Formel ( 7 ) auftretenden GroDen xo und x1 wiirden bei dieser Annahme bezw. den konstanten K-Effekt (etwa den Gravitationseffekt) und den Unterschied der Fallgeschwindigkeit in der Mitte und am Rande unserer Sterngruppe in der Richtung nach dern Mittelpunkte des allgemeinen galaktischen Systems bedeuten. Diese Erklarung wiirde bei den B-Sternen den Vorteil bieten, daO der Wert des konstanten K-Effektes (physikalische Rotverschiebung) bedeutend herabgesetzt werden konnte, da der groOte Teil des mittleren Effektes auf den kinematischen Effekt zu ver- legen sein wtirde und die Rotverschiebung nur fur die kleinen positiven Werte in den Minima verantwortlich zu machen wiire. Leider ergeben sich aber fur die Konstanten xo und xl, je nach der benutzten Untersuchungsmethode, stark ver- schiedene Werte; wiihrend wir a m der Ausgleichung der Radialgeschwindigkeiten der B-Sterne, fur no, also den kon- stanten K-Effekt, der eveotuell als Gravitationseffekt zn deuten ware, den Wert +1.3 kmlsec und fur das Gefalle der Geschwindigkeit, von einem Ende des inneren Stern- systems bis tum anderen, r q = 8.4 km/sec gefunden hatten

') Das verschiedene Verhalten der Sterne in den zueinander polaren Bereichen 5 und 10 wurde vielleicht doch dadurch zu erklkeo rein, da0 die Richtung 10 beinahe tangential zum zweiteo Spiralarme verlluft.

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(5.3781, folgen aus der Diskussion der Hlufigkeiten derselben Radialgeschwindigkeiten (S. 392) die Werte: xo = - 0.7 (ver- schwindend klein) und 2 x1 = 26.8. Mit letzterem Werte (der aber natiirlich vie1 unsicherer ist als der erstere) stimmt das fur die Sterne rnit den kleinsten Parallaxen erhaltene Gefillle (S. 390) 2 x1 = 24.4 ziemlich gut iiberein, und die Tatsache, daO sich fur das rtiumlich wahrscheinlich weniger ausgedehnte System der A-Sterne rnit kleinen Eigenbewegungen ein kleinerer Wert, 2 x = I 1.2 (S. 382), ergibt, ist auch fur die hier ver- suchte Deutung nicht ungiinstig.

Vtillig unversthdlich aber ist bei dieser Deutung das Auftreten betrachtlicher negativer Werte der speziellen K- Effekte, wie das in den Minima der Kurien fur die A-M- Sterne (Fig. 11) sowie bei der Gruppierung der Sterne nach der GrCIDe der Parallaxen (Fig. IV) der Fall ist. Will man also dennoch an der Voraussetzung festhalten, daO der Gang des K- Effektes mit der galaktischen Litnge ein Gesetz von

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der Form,: const:cos 2A befolgt, so scheint, auf Grund des gesamten (und nicht nur des auf die B-Sterne beziiglichen) Beobachtungsmaterials, nur noch dieAn,nahmemoglich, daO die Sterne unseres Systems in den Vertex- und Antivertexrichtungen tatsachlich ausstromen, wllhrend sie in zwei auf ihnen nicht notwendig senkrecht stehenden Richtungen einstromen. Eine physikalische Erklarung fur ein derartiges Phanomen laat sich aber zur Zeit ebensowenig angeben wie fur die mit vie1 grtiflerer Sicherheit konstatierte Kapfcynsche Sternstromung. So betrubend dieses Eingestandnis auch sein mag, so glauben wir doch, in der Feststellung des systematischen Ganges im K-Effekte ein positives Resultat erlangt zu haben, da es uns vie1 weniger um die Aufstellung einer Hypothese zu seiner Erkllrung, die auf Grund des zur Zeit zur Verfugung stehenden Beobachtungsrnaterials auch unmoglich sein durfte, zu tun war als um die sorgfiiltige weitere Erforschung dieser an- scheinend komplexen Erscheinung.

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fjber einen angeblichen Neuen Stern im Schwan. Nach Telegrammen aus Kopenhagen wollte Herr An-

derson am 8. hfai einen neuen Stern 5" an dem Orte a= 32 I' 22', d = +37O 6'l) gefunden haben. Nachdem in Green- wich festgestellt war, daO in dieser Position sich kein un- bekannter Stern unter 9'" beftinde, gab der Entdecker als richtigen Ort a = 320' IO', d = +35O 56' an. Uber die Nachforschungen nach diesem Objekt sind bei der Redaktion folgende Nachrichten eingegangen :

Sternwarte Berlin-Babelsberg 192 3 Mai I 3. Der Ort der gemeldeten Nova und seine Umgebung

wurde hier ziemlich eingehend auf Sterne bis herab zur 7. Crone, teils durch Vergleichung rnit den Karten, teils durch Okularspektroskop, gepriift, ohne etwas Verdiichtiges zu finden.

Sternwarte Bonn 1923 Mai 12. Auf Grund des gestern friih eingegangenen Telegramms

habe ich ain hiesigen 6-Zoller bei auOerst klarer Luft gegen I 2h m. Z. Gr. gestern abend das Objekt vergeblich gesucht. Am Ort (n = 2 1 ~ 2 5 m 5 , 6 = +36"6') selbst nichts uber I 2m, in ca. I 1/20 Umkreis nichts Auffalliges gegen die BD- Karte, mit Prismenglas nichts Auffalliges in einem groflen Teil des Cygnus. J. Hopmann.

Konigstuhl-Sternwarte, Heidelberg I 9 2 3 Mai I 3. Am Abend des 12. Mai wurde es vorubergehend klar,

sodan wir nach der Nova Andersm suchen konnten. Weder Dr. MfindZer (am 12-2.) noch Dr. Yogf (am 8-2.)tnoch ich (am 6-2.) konnten irgend etwas Verditchtiges finden. Ich machte dann noch rasch 2 Aufnahmen von je einer Stunde am 6-2. Die Vergleichung der Gegend um 2 20?7 +35"56'

P. Guthnick.

mit alten Platten ergab, daO sicher kein Stern heller als 12m5 (oder vielleicht 1 3 ~ ) n e u in der Gegend steht. M. Wov.

Sternwarte Utrecht, 1923 Mai 12. Nova Cygni (Anderson) nicht gefunden. A. A.Nqland.

Astrophysikalisches Observatorium Potsdam, I 9 23 Mai I 4. Die Umgebung der Stelle 2 I 2om 4 0 ~ + 3 so 56' (scheinb.

Ort) habe ich 1923 Mai 1 2 von 1 6 ~ 5 8 " bis 17~17"' Sternzeit (Expositionen 10 und 7 Minuten) mit dem Himmelskarten- refraktor aufgenommen und die entwickelte Platte rnit einer 1 9 ~ 8 Okt. 27 gemachten Aufnahme derselben Gegend ver- glichen, aber keine Nova gefunden. 0. Birck.

Hamburger Sternwarte Bergedorf, I 9 2 3 Mai I 5 . Im Auftrage von Herrn Prof. Schurr teile ich mit, dab

am Ort der neuen Nova (nach 2. Telegramm) im Cygnus kein Stern > 9 m 5 steht, der als solche anzusprechen ware. Die Nachforschung am gestrigen Abend war jedenfalls erfolglos.

Sternwarte Berlin-Babelsberg, 1923 Mai I 8. Am 40 cm-Astrographen sind von mir zwei Aufnahmen

der Gegend der von Anderson angezeigten Nova erhalten worden, die Daten der Aufnahmen sind : I 9 2 3 Mai I 4 I 6h 10"' und Mai 16 1 5 ~ 1 8 ~ Sternzeit Babelsberg. Auf beiden Platten ist nahe dem angegebenenorte derNova (2 1 ~ 2 0 ~ 4 0 ~ +35"56') ein Stern g m 5 - 1 0 ~ sichtbar, der aber in anscheinend der- selben Helligkeit nach einer Mitteilung von Prof. Birck auch bereits auf den Potsdamer Himrnelskartenaufnahmen (19 18) vorhanden ist. Die Ausmessung der Platte von Mai 14 ergab a1.s Ort: 1923.0 2 1 ~ 2 0 ~ 3 5 ? 1 4 +35' 56'47:o .

K. &a#.

B. Sternderk.

') Das in Kiel eingegangene Kopenhagener Telcgramm gab die Deklination I O fehlerhaft an, namlich +36'6'.

Persoadnotiz. Am 17. Dezember 1922 starb in Hamburg im Alter von 7 3 Jahren der Kaufmann r. F. Hermam S&&, ein seit' langen Jahren mit Problemen der Sonnenforschung eifrig und unerrnudlich sich beschtiftigender Liebhaber- Astronom, der vielen Teilnehmern der A. G.-Versammlttngen bekannt gewotden ist.

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B e r i c h t i g u n g zu Nr. 5021 Bd.210 p. 76 Z. 5 v. U. statt 3.80 lies 4.80 8 4 3.91' . 4 9 1 . A. A. NGZand.

i n h a l t zu Nr. 5229-30. B. krckndlich und 'E. v. 2. PuMen. 'Untersuchung des X-Effektes auf Crund des katalogs von Radialgeschwindigkeiten von 7. C'oritc. 369. - Uber eined angeblichen Neuen-Stern in'i Schwan. 399. - Personalnotit. 399. - Berichtigungen. 399.

Mit T n f e l 4 , ~ , 6 . Ceschlosseo 1923 Mai as. Henusgebcr: H. Kobo1 d. Expedition: Kid. Moltkotr. 80. Postscheck-Kooto Nr. 6a38 Hnmburg X I . Druck von C. Sch.idt, Iohaber Ccorg Oheim, Kiel.

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