250

130 4.4 -1.69 7.1 -1.55 131 4.0 2.s4 7.0 2.66 B2 4.5 2.14 7.1 1.93

4 .9 1.15 7.0 1.00

B5 4.9 -0.s- 7.' -0.09 B 3

Eine Bemerkung zur Frage einer sonnennahen interstellaren Absorption

Von H. SCHMIDT, Bonn Mit 2 Abbildungen. (Eingegangen 1949 Dezember 13)

Eine von CHARLIER festgejtellte und von BRILL behandelte Abhangigkeit der absoluten Helligkeiten der B-Sterne von der scheinbaren Helligkeit wird neu diskutiert und mit der Existenz einer 1anggestrecktenDunkelwolke in der urn. gebung der Sonne in Zusammenhang gebracht.

Bei der Ableitung der absoluten Helligkeiten von B-Sternen mit Hilfe sakularer Parallaxen fand CHARLIER [I] eine Abhangigkeit derselten von der scheinbaren Helligkeit. Tab. I gibt die den CHAR- LIERschen R-\Verten aquivalenten iM fur die verschiedenen mittieren scheinbaren Grof3en Z (nach BRILL [z]) und spektralen Unterklassen wieder. Die Abnahme von iM mit m ist bei allen B-Sterntypn festzustellen, sie kann deshalb nicht als zufallig angesehen werden. Man wird sich vielmehr fragen mis- sen, wie es bereits BRILL [2] getan hat, was diese Erscheinung bedeutet.

9.0 -1.32 s.s 2.46 s.9 1.74 9.0 0.s2

9. I - 0 . 4 2

T - a b e l l e I

165 pc 537PC I I 5 9 p c Bo 330 Br 233 555 I 766 B I

B 3 162 396 920 B 3 B2 2 1 3 ' 640 I343 B2

B 5 I 3 9 350 795 B 5

-3.00 -1.72 2.77 2 .69 2.15 2 . 2 0 1.00 1 .27

-0.81 -0.57

25 2 H. SCHMIDT: Eine Bemerkung zur Frage einer sonnennahen interstellaren Absorption

Nimmt man nun an, da13 der Verlauf von y in Abb. I lediglich durch eine Mittelbildung iiber einen Raum- streifen konstanter Absorption und praktisch absorptionsfreie Gebiete bedingt ist, dann mu13 man, urn die Kurve y (7) wiedergeben zu konnen, verlangen, da13 das Verhaltnis der beiden erfaBten Flachen und

m/kPc

7.5

a-

1.0

0.5

0.0

1 I I I I 1 .*

b f r l

I I I I

U 200 LOU 600 aCO 1000 IZOUpc r

Abb. I

Absorptionsfreies Gebiet %\

- zwar der absorptionsbehafteten zur absorp- tionsfreien proportional I/Y ist. Das Problem ist wegen der flachenhaften Verteilung der B-Sterne als zweidimensional anzusehen. Nach Abb. 2 ist

FA' - v. (?- Y Z ) . z 2

Mit der durch

definierten Konstanten po erhalt man daraus

Daneben ist F A = vo (.z - y ~ ) .

n F - -(Y:- Y')- FA. 4 -

F-

Somit wird

Da Y groB ist, folgt C '

Y FA FF= -,

womit gezeigt ist, da13 der Verlauf von y rnit Y

durch das Vorhandensein einer lanaaestrecliten Dunkelwolke, in der die Sonne sLght, erlilart werden kann. Der Absorptionskoeffizient er- gibt sich nach Abb. I in ihr zu mehr als 2 I n pro kpc, wenn. man die korrigierten y-Werte be- nutzt und die Breite der Wolke zu wenigcr d s 300 pc annimmt. Dieser Wert erweist sicli nls gut vertraglich mit den von W. BECKER [Sl aus Farbenexzessen gewonnenen Daten.

Das Ergebnis der durchgefuhrten Diskussion zusammenfassend, la& sich sagen, daD fur die von CHARLIER festgestellte Abnahme der absoluten Helligkeiten der B-Sterne mit der scheinbaren GroOe zwar keine zwingende Erklarung gefunden werden konnte, die von anderer Seite sichergestellte, sich vom Taurus iiber die Sonne zum Ophiuchus erstreckende Dunkelwolke das Phanomen jedoch sowoh1 qualitativ, wie quantitativ zu deuten vermag.

Absorptionsfreies Gebiet

Abb. 2

Literatur [I] C. v. L. CHARLIER, Studies in Stellar Statistics, V. On the Galaxy of the B-Stars, RIedd. Lund Ser. 11, 34

[2] A. BR~LL, Ein Kriterium fiir die Esistenz einer allgemeinen interstellaren Absorption. 2. f . Astrophysik 5.2@ (1926).

_ _ (1932).

[3] F. H. SEARES, Some Relations between Magnitude Scales. &It. Wilson Contr. 285 (1924). [4] K. S C ~ ~ A R Z S C H I L D , Gottinger Aktinometrie, TeiI B (1912). [5] F. H. SEARES, The Potsdam Scale of visual Magnitudes. RIt. Wilson Contr. 431 (1931). [GI H . SCIIMIDT, Zwergsterne der Spelitralklasse B. Himmelswelt 56.66 (1949). [7] H. M ~ L L E R , Untersuchungen iiber absorbierende Wolken. Z. f . Astrophysik 2.254 (1931). [S] W. BECKER, Zum Problem derselelitiven Absorption und der Verfarbung der c-Sterne. Z. f . Astrophysik 11.4

[ g ] C. HOFFMEISTER, Das interstellare System der IUeinkorper. Sitzungsber. preuo. Aliad. Wiss., Phys.-math. (1935).

I<1. 18 (1936).