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https://doi.org/10.11588/diglit.36428#0010
10 (A. 9)
WlRTZ und HüGELER:
Die Entfernungen von der Sonne werden als durchschnitt-
lich gleich betrachtet. Wir können diese Annahme um so eher
zulassen, je mehr wir das Material nach irgendwelchen mit dem
Abstand vom Sonnensystem laufenden Charakteren aufzuspalten
in der Lage sind, wie etwa nach der Größe der EB, der Helligkeit
und dem Spektrum der Sterne.
Die gute Verteilung der WoLFsehen EB-Sterne geht aus der
beigegebenen Karte hervor, in die alle Daten in stereographischer
Projektion eingetragen wurden (siehe Tafel 1). Die Ausdehnung
der Sterne über alle galaktischen Breiten fällt auch hier wieder
ins Auge. Anderseits sind die Areale selbst aber doch nie zu groß
geworden; denn die größten zusammengezogenen Flächen erreich-
ten hoch nicht die sphärische Ausdehnung des Kongostaates auf
der Erdkugel.
WoLF gibt durchweg die EB in Form der Polarkoordinaten,
Strecke s und Positionswinkel cp, an. Die Werte cp wurden nun
innerhalb eines jeden der 26 Gebiete an den durch die mittlere
AR tx definierten Mittelmeridian herangeschoben und so streng
auf die Arealmitte bezogen. Die Umwandlung von s und cp in
cosS und d. h. in die EB in AB und Deck in Bogen größten
Kreises, lieferte nun die Zahlen, die unmittelbar in AiRYS Glei-
chungen eingingen. Die (x^cosS und wurden für jedes Areal
in einen Mittelwert vereinigt, und diese ,,Normalörter" liegen
den ferneren Rechnungen zugrunde. Würde man für jeden Stern
eine besondere Bedingungsgleichung einführen, so fielen alle Me-
thoden wenig befriedigend aus, hauptsächlich infolge der Un-
kenntnis der individuellen Abstände der Sterne. Aber alle Methoden
konvergieren gegen die gleichen Ergebnisse, wenn jede Gleichung
von einer großen Zahl benachbarter Sterne abhängig gemacht,
wenn die EB in größeren sphärischen Flächen kombiniert werden.
Bei dieser Gruppenmethode werden die Peculiarkomponenten
der EB in weitgehender Weise im Durchschnitt für jedes Areal
eliminiert und das Mittel der systematischen oder parallaktischen
Komponente bleibt zurück. Unbekannte Individualabstände
und die mittleren ebenfalls unbekannten Entfernungen der Grup-
pen heben sich zum guten Teil durch die Heranziehung anderer
symmetrisch am Himmel gelegener Gruppen heraus. Gerade
diesen ausgezeichneten Ausweg nutzt indes das uns vorliegende
Material der Art seiner Entstehung nach nur in unvollkommener
WlRTZ und HüGELER:
Die Entfernungen von der Sonne werden als durchschnitt-
lich gleich betrachtet. Wir können diese Annahme um so eher
zulassen, je mehr wir das Material nach irgendwelchen mit dem
Abstand vom Sonnensystem laufenden Charakteren aufzuspalten
in der Lage sind, wie etwa nach der Größe der EB, der Helligkeit
und dem Spektrum der Sterne.
Die gute Verteilung der WoLFsehen EB-Sterne geht aus der
beigegebenen Karte hervor, in die alle Daten in stereographischer
Projektion eingetragen wurden (siehe Tafel 1). Die Ausdehnung
der Sterne über alle galaktischen Breiten fällt auch hier wieder
ins Auge. Anderseits sind die Areale selbst aber doch nie zu groß
geworden; denn die größten zusammengezogenen Flächen erreich-
ten hoch nicht die sphärische Ausdehnung des Kongostaates auf
der Erdkugel.
WoLF gibt durchweg die EB in Form der Polarkoordinaten,
Strecke s und Positionswinkel cp, an. Die Werte cp wurden nun
innerhalb eines jeden der 26 Gebiete an den durch die mittlere
AR tx definierten Mittelmeridian herangeschoben und so streng
auf die Arealmitte bezogen. Die Umwandlung von s und cp in
cosS und d. h. in die EB in AB und Deck in Bogen größten
Kreises, lieferte nun die Zahlen, die unmittelbar in AiRYS Glei-
chungen eingingen. Die (x^cosS und wurden für jedes Areal
in einen Mittelwert vereinigt, und diese ,,Normalörter" liegen
den ferneren Rechnungen zugrunde. Würde man für jeden Stern
eine besondere Bedingungsgleichung einführen, so fielen alle Me-
thoden wenig befriedigend aus, hauptsächlich infolge der Un-
kenntnis der individuellen Abstände der Sterne. Aber alle Methoden
konvergieren gegen die gleichen Ergebnisse, wenn jede Gleichung
von einer großen Zahl benachbarter Sterne abhängig gemacht,
wenn die EB in größeren sphärischen Flächen kombiniert werden.
Bei dieser Gruppenmethode werden die Peculiarkomponenten
der EB in weitgehender Weise im Durchschnitt für jedes Areal
eliminiert und das Mittel der systematischen oder parallaktischen
Komponente bleibt zurück. Unbekannte Individualabstände
und die mittleren ebenfalls unbekannten Entfernungen der Grup-
pen heben sich zum guten Teil durch die Heranziehung anderer
symmetrisch am Himmel gelegener Gruppen heraus. Gerade
diesen ausgezeichneten Ausweg nutzt indes das uns vorliegende
Material der Art seiner Entstehung nach nur in unvollkommener