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WiRTz und HücELER:
Es mag nun bemerkt werden, daß unter den WoLFschen Sternen
B-Sterne nicht zu erwarten sind. Denn die B-Sterne gehören
durchweg zu den sehr hellen Sternen, und unter den schwachen
Sternen dürften sie kaum je oder überaus sparsam vertreten sein.
Unsere Untersuchung kann also dadurch, daß Sterne der Trift 0 in
sie hineingeraten wären, in ihrem Ergebnis schwerlich entstellt sein.
Es würde einen erheblichen Fortschritt der Erkenntnis be-
deuten, wenn es gelänge, über die WoLFschen Sterne, mit deren
EB wir nun auf so originellem Wege einmal bekannt geworden
sind, auch physikalisch mehr auszusagen. Das sollte aber trotz
der Schwäche der Objekte unschwer möglich sein. Zunächst ist
es leicht, auf den vorhandenen Platten die Helligkeit der Sterne
genau zu bestimmen. Ferner wären heute auch in Deutschland
an einigen Instituten die optischen Mitte! zur Ableitung der effek-
tiven Wellenlängen der WoLFschen Sterne vorhanden*; man
käme so zu einem vom Spektraltypus abhängigen Datum. Noch
einfacher und im vorliegenden Falle hinreichend genau führen
Aufnahmen mit gewöhnlichen und mit farbentreuen Platten zum
Ziel, deren Helligkeitsvergleich uns den mit dem Spektrum ver-
knüpften Farbenindex liefert, wenn nicht ein von WoLF erkannter
unmittelbar aus der stereoskopischen Betrachtung fließender
Weg, der oben angedeutet wurde, gangbar sein sollte. Schon
eine rohe Unterscheidung nach Spektralklassen ließe bei dem ein-
heitlich charakterisierten Material die Kenntnis neuer Fäden in
dem noch nicht, enträtselten Gewebe der Sternbewegungen er-
hoffen. Die Veränderlichkeit der Sterne ist eine physikalische
Eigenschaft, die weitgehende Schlüsse ermöglicht; nach dieser
Bichtung wäre ein Blick auf unsere WoLFschen Sterne zu werfen.
Und schließlich ließen sich für einige Sterne in jedem Areal Nähe-
rungswerte für die Radialbewegungen vermittelst des Objektiv-
prismas und sicher auch für die Parallaxen finden (KAPTEYNs
Methode des latenten Bildes).
Von einem andern Gesichtspunkte aus wird es ebenfalls von
Wert sein, für die WoLFschen Sterne, wenn auch rohe Radial-
bewegungen und einen Anhalt für den Spektraltypus zu besitzen,
ln einer Arbeit vom Jahre 1917 führen ADAMS und STRÖMBERG^
i Wie uns Prof. WoLF mitteilt, ist diese Aufgabe bereits von ihm selbst
in Angriff genommen.
- Uns bekannt durch einen Aufsatz von K. BoHnv im ,,Weltall", 18,
1918, 145—152.
WiRTz und HücELER:
Es mag nun bemerkt werden, daß unter den WoLFschen Sternen
B-Sterne nicht zu erwarten sind. Denn die B-Sterne gehören
durchweg zu den sehr hellen Sternen, und unter den schwachen
Sternen dürften sie kaum je oder überaus sparsam vertreten sein.
Unsere Untersuchung kann also dadurch, daß Sterne der Trift 0 in
sie hineingeraten wären, in ihrem Ergebnis schwerlich entstellt sein.
Es würde einen erheblichen Fortschritt der Erkenntnis be-
deuten, wenn es gelänge, über die WoLFschen Sterne, mit deren
EB wir nun auf so originellem Wege einmal bekannt geworden
sind, auch physikalisch mehr auszusagen. Das sollte aber trotz
der Schwäche der Objekte unschwer möglich sein. Zunächst ist
es leicht, auf den vorhandenen Platten die Helligkeit der Sterne
genau zu bestimmen. Ferner wären heute auch in Deutschland
an einigen Instituten die optischen Mitte! zur Ableitung der effek-
tiven Wellenlängen der WoLFschen Sterne vorhanden*; man
käme so zu einem vom Spektraltypus abhängigen Datum. Noch
einfacher und im vorliegenden Falle hinreichend genau führen
Aufnahmen mit gewöhnlichen und mit farbentreuen Platten zum
Ziel, deren Helligkeitsvergleich uns den mit dem Spektrum ver-
knüpften Farbenindex liefert, wenn nicht ein von WoLF erkannter
unmittelbar aus der stereoskopischen Betrachtung fließender
Weg, der oben angedeutet wurde, gangbar sein sollte. Schon
eine rohe Unterscheidung nach Spektralklassen ließe bei dem ein-
heitlich charakterisierten Material die Kenntnis neuer Fäden in
dem noch nicht, enträtselten Gewebe der Sternbewegungen er-
hoffen. Die Veränderlichkeit der Sterne ist eine physikalische
Eigenschaft, die weitgehende Schlüsse ermöglicht; nach dieser
Bichtung wäre ein Blick auf unsere WoLFschen Sterne zu werfen.
Und schließlich ließen sich für einige Sterne in jedem Areal Nähe-
rungswerte für die Radialbewegungen vermittelst des Objektiv-
prismas und sicher auch für die Parallaxen finden (KAPTEYNs
Methode des latenten Bildes).
Von einem andern Gesichtspunkte aus wird es ebenfalls von
Wert sein, für die WoLFschen Sterne, wenn auch rohe Radial-
bewegungen und einen Anhalt für den Spektraltypus zu besitzen,
ln einer Arbeit vom Jahre 1917 führen ADAMS und STRÖMBERG^
i Wie uns Prof. WoLF mitteilt, ist diese Aufgabe bereits von ihm selbst
in Angriff genommen.
- Uns bekannt durch einen Aufsatz von K. BoHnv im ,,Weltall", 18,
1918, 145—152.