ASTRON OMISCHE NACHRICHTEN. Band 222. Nr. 5310. 6.

Auswertung der Isophotenkarte der Milchstrafle. Von 3'. Hopmann. (Mit einer Tafel.)

Nachstehend habe ich versucht, soweit als es die Ver- hlltnisse zulassen, einige Schliisse tiber Intensittltsverteilung, Struktur und Lage der Milchstrafie aus der von mir in AN 219.189 veroffentlichten Isophotenkarte zu ziehen.

s I. Die sche inbare In t ens i t i t s - verteilung. Zuntlchst habe ich niittels

36 eines einfachen Polarplanimeters, das mir 1m8 I.ooo 1.7 1.097 5 1 Herr Prof. KilJtncr dankenswerterweise zur

67 Verfugung stellte, die mittleren schein- I.6 I.2o3 1.5 1.319 85 baren Intensitaen von 10' zu I O O galak-

tischer Lange und Breite ermittelt'). Die I.4 I ,446 Io4

1.3 1.585 126 schwxchsten Stellen der Karte haben im Grafichen System die Flachenhelligkeit I.2 I.738 149 p = 1m8, ihnen wurde die Intensitat T.I I.9o6 1 7 5 N= 1.000 beigelegt. Den Grofienan- 2.089 203 gaben 1?7 . . , entsprechen dam die o.9 1.291 235 Werte nebenstehender Tabelle I, deren letzte Spalte spater erkltlrt wird. Die mittlere scheinbare Intensittit jedes Feldes ergab sich dann so, wie es das Bei- spiel der Tabelle I1 zeigt. Fiir das durch 1, ,4 gekennzeichnete Feld ist angegeben : die Flachenhelligkeit F '= xoo-20" fi=+5°-+150

F (1) H m 5 5 -0

einzelner Teile, ihr Inhalt (I) in Ein- 1.7 246 260.0 heiten der Planimeterablesung, jedes

40 48.2 Flachenstiick wurde unabhlngig min- I.6

1.5 23 30.3 destens zweimal umfahren, kleinere,

4 5.8 oft die hellsten Teile, meist drei- 1.4 oder viermal; es folgt W.(I). Die

I= [ H . ( I ) ] : [(I)], also hier= 1.10. So entstand die folgende Tabelle 111. Sie gibt in Zahlen wieder, was der bloae Anblick der Karte zeigt, die Lichtzunahme- nach dem galaktischen Aquator hin, das Intensitatsmaximum im Sagittarius (1 = 32 so), dem ein Minimum bei 1 = 125', etwa (Perseus), gegeniiber- steht. - Nach galaktischer Breite geordnet ergeben sich folgende Mittelwerte: /l -30' -25' -15' - 5 " ' 5 " +-IS' +25O +30° I 1.002 1.066 1.215 1.274 1 . 1 8 5 1.061 1.009

Tabe l l e 111. Scheinbare F lachenhel l igke i ten d e r Milchstrafle.

A .$-3oo -25' -15' . -5" +so +IS' + 2 5 O i-30' 0'

I.

Tabe l l e 11.

mittlere Intensitat des Feldes ist dann 3'8 349.3

1.01 1.09 1.17 1.12- 1.09 1.03 1.00 1.00 1.04' 1.23 1.13 1 . 1 0 1.01 1.00

1.00 1.07 1.26. 1.11 1.08. 1.00 1.00

3O 1.00 1.03' 1.25 1.42 1.13 1.00 1.00

40 1-00 1.07 1.17 1.27 1 . 1 0 1.00 1.00

1.00 1.06 1.19 1.18 1.13' 1.00 1.00

I 0 2 0

fin

60 7 0 80 90

I 0 0 I I 0

I20

130 140 1 5 0 I 60 1 7 0 I 80 190 2 0 0

2 1 0

2 2 0

230 2 40 250 260 2 7 0 280 290 300 310 320 330 340 3 5 0 360

1.00 1.07 1.25 1.16 1.07 1.00

1.00 1.08 1.24- 1.18 1.06 1.00

1.00 1.06 1.17 1.17 1.07 1.00

1.00 1.06 1.14 1.08. 1.04 1.00

1.00 1.06 1.10 1.10 1.02 1.00

1.00 1.03. 1.09 1.07 1.07 1.00

1.00 1.05 1.09 1.06 1.04. 1.00

1.00 1.09 1.06. 1.12 1.07. 1.01

1.00 1.06 1.07. 1.15. 1.10 1.02

1.00 1.04 1 . 1 1 1.18 1.10 1.06 1.00 1.09 1.10 1.17 1.10 1.06 1.00 I 1.09 1 . 1 0 1.19 1.13 1.06 1.00 1.04. 1.13 1.21 1.21 1.06 1.00 1.02 1.05. 1.21 1.14- 1.05.

1.00 1.04 1.14 1.31 1.16 1.08 1.00 1.07 1.14 1.28 1.20 1.08 1.00 1.06- 1.23 1.28 1.24 1 . 1 0

1.00 1.04 1.18- 1.24 1.20 1 . 1 0

1.00 1 . 0 1 1.14 1.29 1.16. 1.08 1.00 1.00 1.09. 1.34- 1.17 1-03. 1.00 1-00 1 . 0 5 - 1.38. 1.10 1.02

1.00 1.02 1.38 1.52 1.35 1.04 1.00 1.06 1.46 1-53 1.45 1.09 1.00 1 - 1 1 1.47 1.53 1 . 5 2 1.14 1.00 1.14 1.44 1.53- 1 . 5 0 1.24 1.00 1.13 1.48 1.48 1.59 1.34' 1.00 1.13 1.63 1.58 1.65 1.30' 1.00 1.11 1.33 1.57 1.38. 1.16 1.02 1.11. 1.26 1.41 1.12 1.00

1.03 1.12 1.33 1.26 1.07 1 . 0 1

1.00

I .oo I .oo 1.00 1.00

1.00

1.00

1.00

1.00

1.00 I .oo 1.00

I .oo I .oo I .oo 1.01

1.03 1.02

I .oo I .oo I .oo 1.00

I .oo 1.02

1.07

1.07 1.10

1.00

1.00

1.00

Zwischen niirdlichen und siidlichen Breiten zeigen sich keine wesentlichen Unterschiede. Nochrnals zusammengefaat haben wir /l j-300 f 2 5 ' f15' f5' fo'

I 1.005 1.064 1.200 1.274. Nach Graf2) hat die Gegend des galaktischen Nord-

pols etwa die FllichenhClligkeit I;= 2?4 oder I= 0.577, sodai3 das Verhaltnis der scheinbaren Intensitaten vom Pol und mittleren Aquator 0.577 : 1.274 = I : 2.16 ist. Eine vollig unabhtlngige Bestgtigung dieser GroOe, und tiamit auch in etwa I. Naherung des Systems der Karte, gibt uns Abbot8). Mit einem Yntemaschen Fltlchenphotometer 4, hatte er auf dern Mt. Whitney die Helligkeit des klaren Nachthimmels gemessen und fur dieses Verhtlltnis I : 2.1 gefunden.

S 2. Wahre und sche inbare In tens i t i t en . Alles soweit vorliegende Material (d. h. obige Tabelle I11 und die aus ihr gewohnenen Mittelwerte, alle Angaben in meiner

') Unter Benutzung der Originalkarte, die den doppelten MaDstab der Reproduktion in den A.N. hat. 9 Abhandlungen der Hamburger Sternwarte 11.5. 3 AJ27.20. ') Groningen Publik. 22.

6

8 3

t 7 3 . 0 x + 6 . 8 8 y = 3629 + 6 . 8 8 x + 1 . 5 3 7 ~ = 479.9 x = + 35R1f rR8 m.F.

m. F. d. Gew.-Einheit & 1 2 ~ y = + I 5 5 . 2 f 12.6 3

5310

+41.o x + 6 . 0 3 y = 2 5 0 0

+ 6 . 0 3 x + 1 . 4 7 0 y = 454.1 x = + 39R1f 4R5 m.F.

m. F. d. Gew.-Einheit f 1 8 ~ . y = -I- 149.5 f 23.8 B

fruheren Arbeit sowie in denen von Grayund PannekoeR usw.) geben die Intensifatsverteilung, wie sie sich fur das (freie) Auge, und sehr nahe auch fur die photographische Platte darstellt '). Nun wird aber in einer mondlosen vollkommen klaren Nacht auch unter giinstigsten Bedingungen das ge- samte Himmelsgewolbe von einem standigen variabelen Schimmer uberzogen, der nur zum kleineren Teil dem Licht der schwachen und schwachsten Fixsterne sein Dasein ver- dankt. Wird die Intensitat eines Sferns imoo im visuellen Harvardsystem gleich I oder gleich IOOO' (van Rhijnsche Einheit), der Einheit fur alle nachfolgenden Untersuchungen, gesetzt, so hat nach uan Rhen *) auf dem Mt. Wilson [Ihn- lich nach Ynfema (1. c.) auch in Holland] eine Flache von I Quadratgrad iin Durchschnitt die Intensitit 1 6 5 ~ . Sie setzt sich wie folgt zusammen: a) direktes Sternlicht 29R, b) zer- streutes Sternlicht 9R, c) Zodiakallicht 7 I ~ , d) Polarlicht zqR, e) Erdlicht 32R. Hierzu sei noch bemerkt:

a) Licht aller teleskopischen Sterne, hier naturlich nur giltig fur eine gewisse mittlere galaktische Breite und Lange; es kann, wie wir sehen werden, zwischen loR und zooR schwanken.

b) Analog dein in der Atmosphiire zerstreuten 1,icht von Sonne und Mond; auch die Planeten konnen merklich den Himmelsgrund auf groaere Flachen hin erhellen , nach eigenen Wahrnehmungen auf Christmas Island z. B. Venus, die nach Eintreten voller Dunkelheit damals dort hoch am Westhimmel stand.

c) Die Anderung des Zodiakallichtes rnit ekliptikalem Langen- und Breitenabstand von der Sonne ist unter andern von P e s s c n k ~ ~ ~ ) und van Rh;in (I. c.) des naheren untersucht worden.

d) und e) DaO der Einflufi des Polarlichtes rnit der geographischen Lage und der Zeit sich andert, ist selbst- verstandlich. Beide Effekte variieren ferner mit der Zenit- distanz und dern Azimut. Der Ursprung des SErdlichtst ist unbekannt, es steht wohl mit dem Polarlicht in engem Zu- sainmenhang.

Es gilt also, den Einflufi all dieser Lichtquellen von den Werten der Tabelle 111 zu trennen, um so zur w a h r e n Intensitatsverteilung des Milchstrafienlichtes zu kommen. Dabei ist aber naturgemafi nur ein summarisches Verfahren moglich; denn die Beobachtungen von Gray, Pannckoek und mir - die Grundlage der Isophotenkarte - sind nicht so angelegt worden, um all dem Rechnung zu tragen. Dafiir sind noch vie1 ausgedehntere Messungen notig als die schonen van Rhg& Wir honnen hier nur ermitkln: a) den Faktor, dei die obige Intensitiitsskala N rnit der van Rhijns (R) ver bindet, b) die additive Konstante der mittleren allgemeinen Helligkeit .des Grundes der Isophotenkarte; sie wird vor gleicher Groflenordnung wie obige ( I 6sR) sein, aber natiir lich nicht genau dieselbe. Oder in Form einer Forme He a = H+ C. R, die reine Sternlichtmenge, ist van Rh;in! Messungen zu entnehmen (s. unten). Haben wir or und C so konnen wir die einzelnen und die mittleren scheinbarer Intensitaten in wahre umrechnen.

Van Rh+s detaillierter Wiedergabe seiner Messungex und Reduktionen wurden die Sternlichthelligkeiten der be

') Yihinn 1. c. und I'unne&ock, Netherland Bulletin Nr. 44. 7 Groningen Publ. 31. ') Groningen Publ. 3 1 , S. 15. ') AN 214.389.

85

p Hopm.

f 205 7 7 R 1 f r o 66.5 f 2 o 4 5 . 5 f 2 7 . 5 36.7

5310

Select. areas $ Gr.31Gr.27 B n I oo 8oR 5sR 0'17 7 1m67 1.13 5tjR

10 6 5 43 4.8 5 1.67 1.13 5 5 2 0 44 2 1 12.0 9 1.61 1.13 55 30 26 2 0 16.0 4 1.72 1.08 48

, 24.4 1 1 1.79 1.01 37

86

Die Ergebnisse son Groningen 2 7 beruhen zu einem wesentlichen Teil - hinsichtlich der schwachen Sterne vollig - auf der Groninger photometrischen Durchmusterung l ) der Harvard-Aufnahmen des Hauptprogramms der nardlichen selected areas. Die Flachenhelligkeit dieser Stellen wurde aus der Isophotenkarte ermittelt, wobei sich zeigte, daD trotz der gleichfnafligen Verteilung der areas diese zufa l l ig die hellen Stellen der MilchstraDe ausnahmslos vermeiden, soda0 die Sterndichte und das Sternlicht sich zu gering ergeben mufiten. Auf die Gefahr, die hieraus flir das Bild des Uni- versums entsteht, sei nur hingewiesen (siehe auch unten). Nach galaktischer Breite geordnet und gemittelt fanden sich die ebenfalls in Tabelle V I angegebenen Werte aus der Iso- photenkartenhelligkeit der selected areas. Wir sehen wieviel niedriger die Sterndichte der areas ist als im Durchschnitt in entsprechenden galaktischen Breiten 2); die Groningen 2 1- Werte sind zwar immer noch niedriger als das Ergebnis dieser letzten Betrachtung, sie stimmen aber doch schon einigermaflen, besonders zwischen oo und I oo galaktischer Breite.

4) Fur die hoheren galaktischen Breiten halte ich es fur richtiger, die Werte vanRhijns - das Ergebnis der stellar- statistischen Untersuchungen - beizubehalten. Sie entsprechen durchaus seinen za hlreichen photornetrischen Messungen, ferner ist nach Kupfeyz und van'Rhijn 3, von 90'- 40' galaktischer Breite die statistische Arbeit hierfiir geniigend genau durch- gefiihrt, wahrend auf der anderen Seite der Wert Grays fur die Flachenhelligkeit am Pol der Milchstrafle doch auf zu wenigen Messungen beruht. vunRhija gibt folgende Sternlicht- mengen an: 90° loR, 80' loR, loo TIR, 60' IZR, 50' 14R, 40° I sR. Damit erhalten wir das auf Tafel I in Fig. I wieder- gegebene Bild der mittleren Sternlichtverteilung ( I mm des Radiusvektors = iR, iiber die diinne Linie siehe unten). Das VerhPltnis Sternlicht am Aquator zu dem am Pol der Milch- stra5e wird rund 9 : I. Wenngleich schlie0lich die Figur durchaus etwas anderes darstellt als die Linien gleicher Sterndichte nach Kaptcyn'), so mag doch die Einsenkung am Pol in beiden Fallen reell sein und von der gleichen, noch unbekannten Ursache herkommen.

T a b e l l e V. Vertei lung des S t e r n l i c h t e s i n d e r MilchstraOe.

) . \p -30" -25' -15' -5" +-so +is" +25O +30° a b c d e f g

31R 49R 6 z R 55R 4gR. 4oR 3bR 36 43 7 1 56 5 1 31 36 36 46 16 53 49 36 36

30 36 41 74 100 56 36 36 40 36 46 62 7 1 5 1 36 36 5 0 36 45 65 63 56 36 36

36 46 74 60 46 36 36 60

36 48 13 63 45 36 36 36 45 62 62 46 36 36 80

36 45 57 49 42 36 36 36 45 5 1 5 7 39 36 36 36 41 49 46 46 36 36

O0

10 20

I 0 0 I 1 0 I 2 0

I -

I 2oa '30 140 1 5 0 I 60 ' 10 180 1'90 200 210

220

230 240 250 2 6 0

210 280 2 9 0

300 310 320

330 340 350 3.6 0

1\ f l -3o0 -25' -15' -5" +so + I S ' +25O +30° a b c d e f g

3bR 43R 4gR 4sR 43R 3bR 36'

I) Harvard Annals 101. ?) Betreffend B und Z siehe auch die Mittelwerte in ') Mt. Wilson Contr. Nr. 188. oder Ncwcomb-Engclmann, 6. und 7. Auflage S. 755. ') Recherches askon. Utrecht vII.1917.

I . 3 Mt. Wilson Contr. Nr. 229. ') Vergl. ziB. ScAcincr-Graf, S. 439.

6. ') Medd. Lund. I1 Nr. 10. ) Groningen 27, S. 24 und 53. AN 185.86.

87 5310 88

111

= 1000R~IOa-t6a~--c~~2 $--J~I dill

= ~ooo~(v-d/I/n)Jt-~d~. -a h(ru-mO)

--8 Hierin ist d:= 2.512, a = -0.007, b = +0.6686, c = +o.o1311

mo = (b-0.4)/2c h =I/(c/Iogc) y = l/(n logc/c) - I oa+(a-o~4)P~~c .

Oder eingesetzt : 0.174 (m-10.74) 1" - - I O O O ~ . O . O ~ ~ ~ . ~ / ~ ~ . S ~ - ~ ~ X .

-03

Also erhalten wir folgende Werte, von denen wir nach und nach Gebrauch machen :

1; = 46no 1; = 19R4 1;'' = 1oR6. Der erste Wert entspricht dem Licht aller, auch der schwachsten Sterne, pro Quadratgrad im Mittel uber den ganzen Himmel. Dan der Wert gut mit denen der Tabelle VI harmoniert, zeigt, daO wir in erster Naherung auf dem richtigen Wege sind. Ein gut Teil dieser Helligkeit riihrt von den helleren Sternen her, wie die beiden anderen Werte zeigen.

Nach Nort ist die Zahl aller Sterne bis I I ~ am ganzen Hiinmel 107 5200, die durchschnittliche Dichte (Anzahl pro Quadratgrad) also 26.05. Einer Sterndichte 1 0 . 2 (z. B. am Pol der MilchstraOe) entsprechen dann 10.2/26.05 - 19R4 =gR an FlBchenhelligkeit. So konnen nun alle Werte Naris - fur Einzelstellen oder fur Mittelwerte bestimmter Zonen - in R umgeschrieben werden. Dem- entsprechend entstand nebenstehende TabelleVII. Sie zeigt fur verschiedene

7 5 9 1 1 2 galaktische Breiten die mittlere Licht- menge der Sterne bis I (Nort S.97) 6 5 I I I 2 I

und die aller Sterne iiberhaupt (van

4 5 1 2 15 3 35 1 5 2 1 6

spricht dem Licht der schwachen Sterne. Diese machen zwischen 90' 2 5 19 40 2 1 und.40°nur wenigaus. Dem entspricht

'5 23 56 33 es, wenn Kapftyn und van Rh+z durch 5 3 5 74 39 die Statistik der Sterne bis ca. I 5" in 0 42 86 44 diesen Gegenden bis an die Dprak-

tischen a Grenzen unseres Systems gekommen zu sein glauben. In1 Gegensatz dam geben in der MilchstraDe die helleren Sterne (bis I I"') erst etwa die Halfte des dort gemessenen Lichtes. (Figur I, dunne Linie.) s 5. Interessant ist es auch, auf diesem Wege dem Ursprung des Lichtes einzelner Milchstraflenstellen nachzugehen, Einige besonders markante seien nachstehend besprochen.

I ) Auriga-Wolke 1 128' bis 136'~ B +3' bis -3'. li(F1achenhelligkeit nach der Karte) = 1m6 = 67R (Tabelle I), Norts Dichte-Katalog enthalt in diesem Bereich 8 abgezahlte Stellen, die als mittlere Sterndichte D = 30.7 ergeben, Licht der Sterne bis I I" also 23R, Licht der schwacheren Sterne 44R. Normalfall einer maAig starken MilchstraAen, wolke. - Nun einige ausgepragte helle Wolken, bei denen das Licht der schwachen Sterne uberwiegt.

2 ) Kern der Scutum-Wolke 1 35 1' bis 355O, ,8 - 2' bir - 3". F= 1mo = 203~. NmteineStelle mit D= 106.2 = 7gR Schwache Sterne I 24R.

T a b e l l e VII. Nor f v.Rh& Diff.

85 8R I O R 2 R

Rhijz, Hopmann), die Differenz ent- 5 5 11 '3 2

. - __ - .- __ - -

3) Scutum-Wolke gesamt, ohne Kern A = 3 5 ~ ' b i s 356", 3 - I ~ b i s -80. P= 1912 = 1 4 9 ~ . Nort 5 Stellen, D = 55.1

=4 lR. Schwache Sterne I 08~. Die grol3ereHelligkeit desKerns vird danach vor allem durch die helleren Sterne hervorgerufen.

4) Centaurus-Wolke (Stelle 1 0 5 der friiheren Arbeit) NWf

3 Stellen, D = 65.1 = 4qR. Schwache Sterne 1 i 6 ~ . 5 ) GroBe Sagittarius-Wolke A 3z7O bis 335', b - lo bis

-70. %= om9 = 2 3 ~ ~ . Nort 7 Stellen. D = 5 7 . 2 (nurl) = 4 3 R . Schwache Sterne 1 9 2 ~ ! Der starkste Fall derart. Vergl. hierzu AN 2 19.200. Fur alle Untersuchungen in diesem Paragraphen und den Paragraphen vorher und nachher wird man jpater auch die schonen Sterneichungen Churliers und seiner Mitarbeiter (Meddel. Lund 11.3 I ) heranziehen konnen, wenn sie erst nLher photometrisch festgelegt sind. Wahrend bei Nmt die helleren Sterne hier nicht iibermaOig zahlreich sind, iibertrifft nach Charlicr die Zahl der schwachen die aller sonstigen Milchstraflenstellen.

Nun folgen Stellen, an denen wir nach dem Aussehen der MilchstraDe (und von anderen Untersuchungen her) mit geringem Licht der schwachen Sterne, bezw. absorbierenden Wol ken rechnen miissen.

6) Sudlicher Kohlensack: A 268' bis 273', @+6' bis - 1'. F = 1m5 = 8gR.' Nort 6 Stellen, D= 67.6 = soR. Schwache Sterne 3sR.

7 ) Dunkler Bogen bei A 259' bis 262', b 0' bis +3O. F = 1?6 = 6 ' 1 ~ . Norf I Stelle, D = 64.8 = 4gR. Schwache Sterne 1 9 ~ .

8) Auch die hellen Wolken zwischen Crux und Argo A 260"bis 269", ,8+3' bis - 3 O , P = 1?3 = 1 2 6 ~ zeigen diese Absorption. Die Dichte der helleren Sterne ist hier sehr hoch: Nort 10 Stellen, D = I 19.2 = 8gR. Schwache Sterne 37R. 6), 7 ) u. 8) liegen dicht beieinander, vergl. im iibrigen hierzu auch den nachsten Paragraphen.

9) Nordlicher Kohlensack: 1 47' bis 50'. @ -6Obis 0".

P = r m 7 ~ : = 4 3 ~ . Norf ste ell en, D=42 .2=32R. Schwache Sterne I iR.

10) Ophiuchus-Lucke: 2345' bis 355', @ +6' bis+Iz0. P= 1?8 ~ 3 6 ~ . Norf roStellen,D= 29.7 = 2 2 R , schwache Sterne 1 4 ~ .

s 6. Der Sonnenhaufen . Die Arbeiten v. Sttligtrs, Kapftyns und ihrer Schiiler suchen ein einheitliches mit t - l e res Bild des Universums zu zeichnen. Ilas Beobachtungs- material wird in absehbarer Zeit ausreichen, dem Bilde mehr Einzelheiten zu geben, insonderheit auch die Ab- hangigkeit von der galaktischen Lange in Betracht zu ziehen. Einen Versuch in dieser Richtung haben wir in der Hypo- these Shupltys vom local cluster: Wir stehen nahe der Mitte einer mlchtigen ellipsoidischen Sternwolke, der eine Reihe aul3erhalb stehender anderer - Cpgnus, Sagittarius, Magel- lanische Wolken usw. - koordiniert sind'). Das Ellipsoid der hellsten Sterne, d. h. unserer engeren Umgebung, ist ca. 10'

gegen die Milchstrafle geneigt *) (Herschel-Gouldscher Giirtel). Je schwLcher die Sterne, desto mehr schlienen sie sich der Hauptebene an. Im local cluster ist - wie im groDenSystem - die Sternverteilung nach galaktischer Lange ungleichformig aber wie wir sehen werden, ganz andersartig wie dart.

1296"-298', @ 0' bis --2'. P = I?I = 17sR.

') Siehe das Bild Scheiner-Grnf. S. 445. *) Harvard Circular Nr. 239.

89 5310 90

I ) D i e L i c h t v e r t e i l u n g in d e r mi t t le ren Milch- straOe. Mit Riicksicht auf die zwei nilchsten Abschnitte wurden mittlere Lichtmengen aus den Einzelwerten der Tab. V abgeleitet. Und zwar wurde von - 20' bis 3-20' Breite und von 10' zu 10' Lange gebildet: IJ = 1/4[c+d+e+1/2(b+f)] (c, d . , . die Spalten der Tab. V), und diese dann durch Triaden- mittelung noch geglattet. So entstanden die Zahlen (R) der zweiten Spalte von Tab. VIII, die mit dein Maflstab = I mm in Tafel I Fig. 2 (AuOenlinie) veranschaulicht sin&. Bei dieser Mittelbildung verschwanden naturlich die Details der Milch- straDe vollig; die so gewonnene mi t t l e r e Lichtverteilung zeigt u. a. folgendes: Die Ophiuchuslucke ( IO'), die Cygnus- Wolken (45'), das Minimum im Perseus, die Zvnahme in Monoceros-Puppis, die helle - aber schmalste - Stelle der Hcrschclschen Karte nebst Absorptionswolken (Kohlensack usw.) bei 265Ound schliefllich die starke Lichtzunahme im Centaurus, die im Sagittarius ihr Maximum erreicht (3 I so), der Richtung tiefster Erstreckung der MilchstraDe nach Shapleys bekannten photometrischen Ergebnissen bei Milchstraflen- und Kugel- sternhaufen.

2) Das System d e r S t e r n e bis I I ~ . Nor& Werte der mittleren Sterndichte von - 20' bis + 20' Breite wurden durch Triadenmittel geglattet und mit der oben (5 4) ange- gebenen Relation in R umgerechnet [Tab. VlII 3. Spalte ( N ) ] , sowie in Fig. 2, mittlere Linie, dargestellt. Sie entspricht natur- gemafl der von Nmt2) gegebenen. Das System der helleren teleskopischen Sterne ist danach in der Hauptsache ein El- lipsoid, dessen groflte Achse in Richtung Cepheus-Crux liegt, ganz anders also wie die >)groDerea Milchstrafle. Sehr auf- fallig ist ferner die BOrionwolkea.

3) D i e Sterne bis 8 ? 2 5 . Einige neuere Angaben Shapleys 3, konnen wir analog den Werten Nor& verwenden. Sie enthalten die Zahl der Sterne (der verschiedenen Spektral- typen) auf loo Quadratgrad von 48 ausgewxhlten Feldern in - IO', 0' und +lo' Breite bik 8m25 an Hand des (z. Z. im Manuskript) vollstandigen Draper-Catalogs. Tabelle VIII, 4. Spalte gibt die zum Teil gemittelten Shapleyschen Werte, die dann wieder durch Triaden geglattet wurden (hier fort- gelassen). Die mittlere Sterndichte (auf I 00 Quadratgrad) ist danach 228. Andererseits ist nach Groningen 27 Tabelle V die entsprechende Dichte in 0' und 10' Breite 254 bezw. 2 I 2 ,

im Mittel 2 3 3 , also fast die gleiche. Ebendort findet sich als mittlere Sterndichte (bis 8m2 5) fur alle galaktischen Breiten 148. Dieser Dichte entsprechen aber nach den Entwicklungen in s 4 1oR6. Durch Multiplikation mit 10.6/148 kann man also die zuletzt genannten 'Triaden in R urnrechnen, Tab. VIII Spalte 5, womit sich die in Figur 2, innere Linie, dargestellte Lichtverteilung der n i t freiem Auge sichtbaren und der hellsten teleskopischen Sterne ergibt. Sie ist Lhnlich wie die des Systems bis I I ~ , nur ist die grofle Achse etwas gedreht, im gleichen Sinne wie beim Ubergang vom grofien System zu dem bis I I ~ . Diese Erscheinung la& sich noch weiter verfolgen, wie die Tabelle IX zeigt. Sie gibt die Richtung des Maximums an Zahl der B-Sterne In Figur 2 sind entsprechende Pfeile eingetragen. Die Theorie vom Sonnenhaufen kann all das wohl befriedigend erklilren : Sein Zentrum liegt in Richtung Carina, A = 225', je schwacher die betrachteten Sterne sind,

desto mehr spricht das Licht der ihm nicht mehr angehdrenden mit, desto mehr wird die groi3e Achse der Intensitittsverteilung in die Richtung der Haupterstreckung des groflen Systems gezogen.

T a b e l l e VIII. )r R N D.-C.(D.-C.) (P) Y (9') V'

- 1"2

- 0-9 7 - 1.41

- 0.90 - 0.80 - 1-44 - 1.54 - 1 .05

- 1.00

- 1 . 1 0

- 1.02 -0.45 -0.70

- 0.7 5 -0.26 + O . I 2

-0.24 - 0.09 + 0.4 5 +0.74 +0.42 +0.42 +0*44 +0.65 +".I 3 + 0.63 +0.39 +0.04 +o.14 +o.rg + 1.00

+I*?? + I . I S

+0.54 - 1.53 - 2.06

- 0067

-0.76

+ 0.0 I

+0.20 - 0.36 - 0.4 I

t o . 0 9 + 0.04 +0.09 +0.59 +0.26 + O . I O

+0*41 +0.7 I

+ 0 . 2 0

+0.18 +0.58 +0.7 2

-0.47

- 0 .2 I

+ 0 . 2 5

+0.1 I

+ 0.0 I

+ 0 . 1 3

- 0.2 7 - 0.6 2

- 0.49 - 0.4 I

+ 0.5 2

+ 1.40 +0.90

- 1.49 - 1.85

+o.rg

-0.02

+ 0.43

-0033 - 0.3 I

- 0.49 -0.28 -0.32 - 0 . 2 7

- 0.49 -0.53 -0.34 - 0.34 - 0.06 - 0.08 - 0.09 - 0.2 'I - 0 . 1 7

- 0.08 -0.09 -0.14 +o.17 + 0 . 2 5

+ O . I S

+o.14 + O . I 7

+0.2 2

+ 0 . 2 5

+ 0 . 2 2

+ O . I S + 0.0 I

+o.o'l +o.18 +0.45 + 0.83 +0.56 +0.20 -0.28 -0.76

-0oO11

-0.19 +0.06 + 0.04 +O.II

- 0 . 1 7

-0.01

- 0 . 1 2

0.00

- 0 . 0 2

+0 .22

+ O . I S

+ 0.09 -0.15

- 0.08 -0 .15

-0.26

+ 0.03

-0.16 - 0.1 5

- 0.08

- 0.J 7 -0.28

-oo;r7 - 0.0 I

+ 0.3 I

-0.11

- 0.0 I

-0.11

-0.12

-0.10

+ 0.7 5 +0.54 +0.24 -0.18 - 0.60

T a b e l l e IX. ** Maximum

>5m25 ( 2 4 0 ~ ~ 2 0 ' ) Neil 5?2 5-6412 5 225' a 6.25 - 7 . 2 5 2 2 5 6 7 . 2 5 - 8.25 2 5 5 C

System bis I I ~ 2 7 5 Gesanitsystem 3 r 5

s 7 . Die a q u a t o r e a l e n K o o r d i n a t e n d e r Milch- s t r afle. Die neue Milchstraflenkarte ermoglicht natlirlich auch ein Festlegen ihrer Lage zum Aquator. Bei friiheren derartigen Bestimmungen wurde entweder der nahe groflte Kreis ermittelt, der sich mehr oder weniger gut durch die hellsten Stellen ziehen &fit, oder es wurden aquidistante Mittelpunktea der

*) Harv. Circ. 240 Tab. 11. ') Harv. Circ. 239. ') 1. c. S. 118. 9 1. c. S. 132.

91 5310 92

betrefferlden zeichnerischen Darstellung entsprechend ver- wertet. Soweit die Bestimmungen nicht auf der Houzeauschen - immerhin wenig vollkonimenen - Karte beruhten, wurden im allgemeinen nur mehr oder weniger grofie Teile der Milch- strafle herangezogen, was alles erklart, dafl die einzelnen Be- stimmungen stark differieren. Folgendes Verfahren schien mir nicht nur den Verhaltnissen angepant, sondern auch korrekter zu sein.

Die bisher benutzten 1, /I entsprechen dem Koordinaten- system der Goosschen Milchstraflenkarte, in der der Pol - nach freundlicher Mitteilung von Herrn Goos - zu a = 190'~ 6 = +25' (1925.0) angenommen ist. Aus Tab. V lassen sich die S c h w e r p u n k t e in B von 10' zu 10' in 1 ermitteln [Tab. VIII Spalte @)I. Diese zeigen deutlich, dafl obige An- nahme des Pols noch zu verbessern ist. Wir bestimmen aus den (,d) die Lage des wahren Pols im Goosschen System, die wir nachher auf den Aquator transformieren. Zu beruck- sichtigen ist ferner, dafl moglicherweise die Milchstrafle etwas von einem groflten Kreise abweicht. Seien L und B die Koordinaten des Nordpols der Milchstrafle im Goosschen System, u der spharische Radius der Milchstrafie, so ist c o s a = sinBsin(B)+cosBcos(/I) cos[L-(A)]. Wird x = cosa/sinB, y = cotgBcosL, z = cotgBsinL gesetzt, so erhalt man leicht tg(B) = xsec(/3)-ycos(~)-z sin@). Bei der Kleiiiheit der (/I) wird sec(B) uberall = I , statt niit tg rechnen wir mit dem Bogen. Da ferner die (1) sich gleichmafiig verteilen, ver- einfachen sich schliefilich die Normalgleichungen zu:

182 = [(/I)sinI] = +16.34 . Oder 3 6 x = [(,d)] = -8.55 1 8 y = [(,k?)cosn] = +0.65

z/sin I" = - 0 . 2 3 7 f 0.098 m. F. y/sin I " = - 0.036 f 0. I 38

Die Darstellung der Beobachtungen mit diesen Werten zeigt die Spalte v in der Tabelle. Der m. F. eines Schwer- punktes in Breite ist nur f 0 ? 6 0 . Immerhin zeigen die auffallenden Vorzeichenfolgen merkliche systematische Ab- weichungen von einem Kreise.

Es folgt weiter L = 87' 43.'5, B = 89' 5!5 und u = 90' 1412 f 5!9 m. F. I). h., die Milchstrane ist fast ein gronter Kreis, immerhin steht die Sonne etwas nordlich ihrer Ebene, wie das auch aus anderen Untersuchungen hervorgeht.

In genau gleicher Weise habe ich auch die Schwerpunkte der scheinbaren Intensitatsverteilung berechnet (8' Tab. VIII). Hier ergab sich ein noch engerer Anschlufi an einen gronten Kreis und eine noch vie1 bessere Darstellung der Beobachtungen (v'). Es wurde L = 62'0', B = 89'38!6, u = 9 0 ' 1 l 2 f 118, m. F. einer Beob. f I 2'; doch ist diese Losung meines Er- achtens unter den obwaltenden Verhaltnissen (s. s 2) nicht statthaft. .

Die Transformation vorstehender Goosscher Koordinaten des Nordpols ergab in bekannter Weise a = 1q0'2.'9, d = + 2 5'54!4 ( I 92 5.0). [Aus der scheinbaren Intensitats- verteilung foIgt analog a = I 90'1 I!I, d=+ 2 5'1 819 ( I 92 5 . 0 ) . ]

Vergleichen wir unsere Werte mit den fruheren Bestim- mungen, zunachst beziiglich der a. N'ie in s 4 und s 6 konnen wir auch hier nach verschiedenen Sternhelligkeiten trennen.

a) Helle Sterne, deren Pol bekanntlich ca. 10' von dem der Milchstrafie differiert; a ist hier nach Gould (Uran. Argent.)

z/sinI" = - 0.908 f 0.138.

= 93', nach Norf') (Harvard Sterne iiber 6?75) 94', nach Risitnpart2) aus den BD-Sternen uber 6" 95".

b) Hellere teleskopische Sterne : u nach Ristenparf- Kobold 92' fur die BD-Sterne, nach Nort fur das System 3is I x m 91' 38'.

c) Allgemeine MilchstraDe : Obiges Ergebnis U= 90° I 4!2, NXhrendGrafund Gou/d(s. u.) aufqo'o', W i ~ f z a u f ~ o ~ ~ z ' f 23' rommen.

Die Annahme, daO der local cluster etwa in der Ebene 3er MilchstraOe liegt, wenn auch etwas gegen sie geneigt, 3ie Sonne etwas nordlich seiner Ebene und damit der der MilchstraOe steht, wiirde dieses Verhalten der u - je schwacher Jie Sterne, desto mehr schlielk sich ihre Verteilung einem grofiten Kreise an - vollig erklaren.

Von den zahlreichen Bestimmungen fur a und d seien nur die wichtigsten, auf unabhangigen Milchstraflenbeobach- Lungen beruhenden zusammengestellt (Aquinox I 900.0) :

T a b e l l e X. G ~ ~ l d - K o b o Z d ~ ) (IL = 190'38' d = +27 ' 13' Houzeau - Kobo/da) 191 2 5 + 2 7 5 5 G r a f 4 ) 192 1 6 + 2 6 48 Goos - PKrtz 5, 19.5 1 0 + 2 8 5 2

HoQmann 189 4 4 + 2 6 o

Goulds Wert entspricht der Milchstraflenzeichnung in der Uranometria Argentina und der von Utis fur den nord- lichen Himmel. Aquidistante Mitten der Milchstrafle wurden ermittelt. Houzeaus Wert (in Kobolds Bearbeitung) ergab sich aus der Lage von 33 hellen Stellen des ganzen Gurtels, die nach ihrer Intensitat verschiedenes Gewicht bekamen, aller- dings ungunstig verteilt liegen. Graf bestimmte aus seiner Isophotenkarte die Mitten, umfaflt aber nur die nordlichen 240' der Galaxis. Noch etwas kiirzer ist der Bereich der Goosschen photographisch-zeichnerisch gewonnenen Karte, in der Wirtz 2 1 hellste Stellen und 2 0 Mitten festlegte. Erst eine hier zu weit fuhrende Untersuchung konnte zeigen, welcher von diesen Werten der sicherste ist, welcher Aus- gleichungsansatz der korrekteste.

Zusammenfassung . I ) Die in AN 2 1 9 . 1 8 9 veroffentlichte Isophotenkarte

der Milchstrafle wurde ausplanimetriert und so eine Tabelle der scheinbaren Intensititsverteilung gewonnen.

2) Diese scheinbaren Intensitaten lieflen sich unter summarischer Beriicksichtigung des Zodiakal-, Polar- und Erdlichtes durch Heranziehen der van Rhijnschen Beob- achtungen auf Fixsternlicht-Intensittiten reduzieren.

3) Die so ermittelten wahren Intensitaten lienen eine Reihe Schlusse iiber die Lichtverteilung im Milchstraflen- system zu, die zu Intensitatsquerschnitten . durch die Milch- straOe fiihrten (Figur I und 2 Auflenkurven).

4) An Hand der Arbeit Nits uber das System der Sterne bis I lien sich das Licht der helleren teleskopischen Sterne von dem der schwacheren trennen (Figur I und 2

innere Kurven). 5 ) An typischen Beispielen konnte gezeigt werden, dafl

das Licht in einzelnen Wolken (Crux-Carina) von den helleren Sternen herriihrt, die schwachen sind durch Absorptions-

') 1. c. S. I I S . ') K o b o l , Bau des Fixsternsystems S. 173. ? Der Bau des Fixsternsystems S. 184. ') AN 213.27. ') VJS 1922, I. Heft.

93 53 I 0 94

von den schwachen Steraen. 6) Die verschiedenartige Intensitgtsverteilung im groflen

System, in dem der Sterne bis I I m und dem der bis 8"s wird am besten durch die Annahme einer GrtIichen Stern- wolke erklirt, ellipsoidischer Form, deren grofle Achse in Richtung Carina-Cygnus liegt, wlhrend sich das grofle System in der Hauptsache in Richtung Sagittarius erstreckt.

Weise die Lage der MilchstraDe in Lquatorealen Koordinaten bestimmen; das Ergebnis wurde mit frilheren verglichen. Ferner ergab sich, daO die Sonne ein wenig nordlich der Milchstraknebene steht, bezw. dafl diese fiir uns - irn Gegensatz Z u den h e h e n Sternen - nur wenk von einem groaten Kreise abweicht.

Bonn, Sternwarte, 1924 Februar 23. y. Hopinann.

I * ~ ~~

YogpAl Red. ad. 1: app.

6,6 8,8 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6 6,6

1924 I M.Z.Grw. I da 1 Ad I Vgl. I Bb. I a a p p . Ilogp*Al dapp.

VH M

VH M

VH M

V H M

VH M VH M

3 Juno. + om2 4?87

+o 25.54 +o 25.49

+ O 24-93

f 0 25.04 f o 25.15 -0 58.48

- 1 10.94 - 1 11.20 -0 48.16 -0 48.41 +o 46.23 +o 45.60 + I 8.62 + I 8.21

-0 58.41

Febr. 8 8

9 10

10

13 1.3

M n z 10

10

13 '3

0.870 0.87 I 0.868 0.8 7 0

0.868 0.868 0.87 I 0.87 I 0.863 0.863 0.86 I 0.860 0.840 0.840 0.839 0.839

1 1 ~ 1 4 ~ 2 5 ' 1 1 3' 5 5

9 1 1 3 1 I I 1.4 40 10 4 5 25 10 56 52 11 2 1 34 11 34 4 0 10 5 5 40 1 1 8 19 1 1 41 16 11 53 2 4

- 10' 55.2 -10 53.8 - 6 39.2 - 6 38.5 - 2 18.0 - 2 13.6 - 6 53.5 - 6 54.0 - o 1 2 . 5

o 8.8 + 3 16.6 + 3 20.9 - 4 12.4

4 1 0 . 2

1 24.1 + 7 28.6

-

-

1 3 b 1 0 m 9t98 I9.453n 13 I 0 10.04 9.430n 13 10 10.67 9.461, 13 10 10.62 9.448n 13 10 1 0 . 2 0 9 . 4 7 5 ~ 13 1 0 10.31 9.46311 I 3 9 59.64 9.417n 13 9 59.71 9.396n 13 o 7.33 9.22211 13 0 7.07 9.17% 12 58 8.04 8.942n 1 2 58 7.79 8.84811

8.580

- 4' 9' 21.1

- 4 9 19.7 - 4 5 5.2 - 4 5 4.5 - 4 0 44.2 - 4 o 39.8 - 3 46 7.5 - 3 46 8.0 - 0 45 41.8 - 0 45 44.1 - o 19 59.1 - o 19 54.8 + 3 28 5.9

t 0 . 5 9 - 2.0 +0.61 - 2.1

t o . 6 1 - 2.1

+0.64 - 2.3 t o . 6 4 - 2.3 I

+ O . ~ I - 2.9 +o.71 - 2.9 +1.24 - 6.6 +1.24 - 6.6 +1.28 - 6.9 t 1 . 2 8 - 6.9

I

I

I

L I

2

2

3 3 4 4

- 1 23.51 - I 24.33

April I I 9 31 10 -0 28.50 1 1 9 43 37 -0 28.75 1 2 8 28 56 -0 40.21 12 8 39 1 7 -0 40.23

63

I 2 37 31.91' 1 2 37 31.28 1 2 3 5 22.15

1 2 35 21.74

2 13.7 + 2 18.1

+ 3 50.5 6,6 + 3 50.4 6 6 + 3 15.3 6,6 + 3 15.6 6,6

Auson ia .

9.065n 8 . 9 0 2 ~

9.103 9.156 8.643 8 .772

+ I S 5 2 25.9 0.154 + I S 52 30.3 0.751

+ Q 1 2 10.3'0.807 + 9 1 2 10 .2 0.808 + 9 I I 35.2 0.803 + 9 1 1 35.5 0.804

M

VH M

VH 10 1 2 12.84

10 12 1.12

10 12 1 . 1 0

10 1 2 12.59

Jan. 141 10 49 1 4 14 1 1 8 49 1 5 1 6 4 5 2 0

+ I 9.94 + I 9.31 + I 17.98

Jan. 281 10 31 40

Febr. I 6 5 1 31 I 7 14 21

6 9 I 49 6 9 21 5 7

2 8 : I 0 53 40 +o 46.251+ I 1 7 . 7

- I 3.30 + 7 21.4 - I 3.91 + 7 19.7 +o 25.11 - 5 22.2

+o 24.66 - 5 24.7

+ O 4 5 . 4 7 . C I 16.7 8.965 f 3 5 1 1 54.4 9 . 4 4 1 ~ +.35 9 57.2 9 . 3 8 7 ~ +35 9 55.5 8.482n +35 3 34.0 1 .772 +35 3 31.5

0.494 0.582 0.562 0.488 0.487

117 6,6

I O , I O

I O , I O

VH M

VH M

8.751 I + 3 28 8.1 9.026n + 3 49 18.7 8.gqzn1+ 3 49 22.6

8 F lo ra . - 3 41.7 6,6 VH 13 10 20.80 - 3 39.81 6,6 1 M 113 10 20.29

8.580 + 2 36 41.6 8.874 + 2 36 43.5

- 5 16 44.5 0.881 t 1 . 3 0 - 1 2 . 1 ! 8 - 5 16 37.6 0.880 +1.30 - 1 2 . 1 1 8 I 1

t 1 . 2 5 - 9.8 ' 9 t 1 . 2 5 - 9.81 9

+I .02 - 1 0 . 1

+ I . 0 2 - 1 0 . 1

+ I . O I -10.0

f I . 0 1 -10.0

1 0

1 0

I 0

I 0

9.262 +34 2 0 16.3 9,328 +34 2 0 5.2

9.33gnl +34 11 21.6

+1.08 - 5 . 1 I 1 1 +1.08 - 5.7 I I I

+1.07 - 5.7 I 1 2

+1 .18 -10.6 13 + r . 1 8 -10.6 I 13

- 4 25.5 - 4 36.6 - 4 10.5

6,6 VH

6,6 VH 616 1 M

I O , I O VH 9 I 0.50

1 0 J O l M I 9 0 59.53

7 19 10.19 1 I 9 9.41 1 ' 5 46.15 I 1s 45.48 7 11 51.80 7 1 1 51.35

+ I . 2 1 - 8.5 ~ 1 . 2 1 - 8.5 +1.20 - 8.1 + 1 . 2 0 - 8.1 +1.18 - 7.4 + 1 . 1 8 - 7.4