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Notiz uber die Verteilung der 0-Sterne und die galaktischen Koordinaten der Sonne.

Sonnc uber der galaktischen Ebene zu bestirnmcn. Auf die geringc Dispersion der Parallaxen dieser Sterne uns stutzend, wollen wir mit Wilson annehmen, daI3 der Halbmesser des von dicsen Sternen gebildeten Ringes dcr Parallaxe TC = o'loor3

Die 0-Sternc sind, a d e r durch ihre aderordentliche galaktische Kondensation, auch deshalb interessant, weil sie den neuesten Forschungen nach (Wzfson, A. J. Vol. 36) gleichsam einen Ring bilden, in desscn Zentrum sich die Sonne befindet. Dieses Ergebnis gibt uns die Mijglichkeit, die BErhohungu der Sonne iiber der galaktischen Ebene vie1 genauer, als es friiher moglich war, zu bestimmen.

Der Draper-Katalog enthalt 144 0-Sterne, die der Magellanischen Wolke nicht angehoren. Es ist ein genugend reiches Material, urn die Lage des galaktischen Pols nach der eleganten Methode Newcombs zu bestimmen (*On the position of the galactic and other principal planes((, Washington, 1904).

Die Ldsung der I 44 Bedingungsglcichungen ergibt durch die kleinste Wurzel der kubischen Gleichung Newcombs fur die Koordinaten des Pols der Kondensations-Ebene

I = +2.322 A=189'13' D = +27O22' (1)

Zu den Sternen dieser Klasse gehoren ohne Zweifel auch die planetarischen Nebel, deren Kerne, wie ich gezeigt habe (AN 225), normale 0-Sterne sind. Fur 78 planetarische Nebel aus Curtis' Katalog (Lick Publ. Vol. 13) erhalten wir

und eine die 0-Sterne und die planetarkchen Nebel ver- einigende Losung ergibt

I = +7.768 A = 1 9 2 ~ 1 3 ' D = +28"28' (2)

A = 190'44' L)= -4- 27O3O'. (3) Die Dispersion up der galaktischcn Breiten (B) 'in bezug

auf den Pol (I) ergibt sich fur alle 0-Steme up=6?42, fur die Oeg-Sterne a+ = 8'?1 und fur 0-Sterne mit Emissionsspektrum

= $06. Es ist bemerkenswert, dal) ap fur die planetarischen Nebel bedeutend gr6Ber ist; in bezug auf (3) ist es up = 20r)o. Es ware aber ein Fehler, wenn wir die groBere Breite dcr planetarischen Kebel durch ihre Nahe zu uns erklarten. Ich habe schon genugend Griinde angegeben (loc.cit.), die uns zwingen, anzunehmen, daB die Entfernungen der plane- tarischen Nebel von derselben Ordnung wie die Entfernungen der normalen 0-Sterne sind. , Wenn eine solche Erklarung einer bedeutenden Dispersion fur die Nebel nchtig ist, so ware auch eine positive Korrelation zwischen ,4 und D', dem schein- baren Durchmesser der Nebel, zu envarten. Die Berechnung dieses Korrelationskoeffizienten auf Grund dcr Ergebnisse von Curfis ergibt fur ihn I = -0.13, d. i. einen illusorischcn Wert. Die mittlcre Breite der Nebel crgibt sich zu -0'?9g. Dieses Ergebnis wird kaum irgend Bedeutung haben, wenn wir das Vorhandensein einzelner Nebel in hoheren galaktischen Breiten in Betracht ziehen. Vie1 wichtiger ist es, die - mittlere Breite fur 0-Sterne zu - finden. In bezug auf (3) ist B = - 2045,

h Gebiet 1 =9o0-12oo, d. i. in der Richtung vom Antizentrum des Stemsystems (nach Kapfeyn a = 23h1dn, 6 = + 57"). E s ist abcr schwer, aus dem gefundenen Wcrte up die zweite galak- tischc Koordinatc der Sonnc zu finden.

mspricht (nach Pfaskeff n = oToor I ) . Indern wir damit vor- iussetzen, daI3 die 0-Sterne sich in einer Entfernung von 170 Parsec befinden, finden wir auf Grund von a in bezug auf 'I ) , Z = 3 1 Parsec.

Es ist interessant, den ermittelten Wert von 2 rnit der rorhergehenden Restimmung zu vergleichen. Die k a l y s e ler Kondensation der B-Steme ergibt ein bedeutcnd kleineres Z . Charfier (*Studies in stellar statisticsa) erhalt Z = 20, tndem er sich auf die Verteilung der hellen B-Sterne stutzt. H . Shapleys Bestirnmung ( Z = I 5) erscheint als die neueste :Harv. Circ. 239) und stutzt sich auf die schwachen galak- tischen Bo-Bg-Sterne des Draper-Katalogs, deren rnittlere Breite - 104 ist; ihre absolute GroBe wird zu M = - ~m an- genommen. Jetzt aber scheint es zweifelhaft zu sein, daB die angenommene absolute Helligkeit den Tatsachen entspricht. Die Anwendung der Ionisationstheorie zwingt uns, diesen Stemen eine bcdeutend hijhere Temperatur zuzuschreiben als die friher bcstimmte. Dementsprechend ist es notig, auch die absolute Helligkeit und Entfernung der Bo-U5- Sternc zu vergroBern. In derselben Richtung bewegen sich auch rein statistische Untersuchungen. Nach H. Wilson ist die mittlere absolute GroBe von 41 Bo-Bg-Stemen -2m3 (AJ 36). Zu ahnlichen Rcsultaten scheint auch die neue Untersuchung der spektroskopischen Doppelsterne zu fuhren (Victoria Public. 111, 6-7). Auf Grund des von uns ermittelten 2 und der von H. Shapfey gewonnenen Ergebnisse in bezug auf die schwachen Bo-Bg-Sterne finden wir fur sie cine Entfcrnung von 1260 Parsec. Dem entspricht die absolute Gr6De -2F6 in Ubereinstimmung mit den neuesten Bc- stimmungen.

Andere Bcstimmungen von 2 kommen der unserigen sehr nahe. So findet Hsrtzsprung 2 = 37 Parsec und endlich Kapfeyn (ApJ 55) auf Grund der dynamischen Theorie 2 = 3 8 Parsec.

Ks ist hochst interessant, die Abhangigkeit der Dis- persion der galaktischen Breiten (a!) von. der galaktischen Lange I zu bestirnmen. Wenn wir den galaktischen Giirtcl in 12 Zonen nach der L h g e terteilcn, erhalten wir die fol- gendc Tabelle :

Zone up ** IV-VI 10098 2 0

VII-IX 5.88 43 X 3.60 14

XII-111 6.38 43 XI 3.24 24

Demnach hat der Giirtel der 0-Sterne die kleinste Breite in den Zonen X, XI, das ist im Gebiet 1 = 270°-3000,