Zusammenfassung
Es werden die ph-Helligkeiten (λ ∼ 4160) von 6182 Sternen und die phvis-Helligkeiten (λ ∼ 5800) von 2329 Sternen abgeleitet. Die Auriga-Dunkelwolke wird in das Feld 1, 2 (sternärmster Teil: 16,94 Quadratgrad) und in das sternreichere Übergangsgebiet: Feld 3 (4,42 Quadratgrad) unterteilt. Als Vergleichsgebiet (Feld 4) wird ein Areal der benachbarten Milchstraße (3.98 Quadratgrad) herangezogen. — Die Diskussion der Wolfschen Kurven ergibt, nach Reduktion des Vergleichsfeldes 4 auf die galaktische Breite der Dunkelwolke, für Feld 1, 2 eine ph-wirksame Absorption von 1m, 4 in einer mittleren Entfernung von etwa 100 bis 200 Parsec. Die Absorption wächst bis 350 Parsec auf 2m, 1. Für das Übergangsgebiet ergibt sich eine Absorption im ph-Bereich von 1m bis 1m, 2. Die Werte werden mittels der Wahrscheinlichkeitsmethode v. d. Pahlens geprüft. — Die Diskussion der Farbenindizes (4160/5800) ergibt für die Gegend der Nordpolar-Sequenz eine Verfärbung von rund 0m, 15 (international = 0m,08). Das Licht der Sterne in Feld 1, 2, deren Entfernung mehr als etwa 350 Parsec beträgt, ist um rund 0m, 9 verfärbt, während die Sterne des Feldes 3 um ∼ 0m,5 zu rot erscheinen. — Zum Schluß werden die Ergebnisse vorliegender Arbeit mit den Werten Schaléns verglichen und allgemeine Betrachtungen über Wolfsche Kurven angestellt.
This is a preview of subscription content, log in via an institution to check access.
Access this chapter
Tax calculation will be finalised at checkout
Purchases are for personal use only
Preview
Unable to display preview. Download preview PDF.
Literatur
W. Herrmann, ZS. F. Instrkde 53. Jahrg., S. 30, 1933.
J. Stobbe, Astr. Nachr. 251, 1, 1934.
J. A. Parkhurst, Yerkes Publ. 4, 1927.
Carnegie Inst. Wash. Publ. 402, 1930.
M. L. Humason, A. P. J. 76, 224, 1932.
H. Schneller, Astr. Nachr. 249, 243, 1933.
F. H. Seares, Transact. I. A. U. 71, 1922.
F. H. Seares, Proc. of the Nat. Acad. of Sc. 22, 6, 327, 1936.
Siehe auch Wallenquist, Upsala Meddel. 65, 11, 1936.
O. Heckmann. Veröff. d. Univ.-Sternw. Göttingen 53, 1937.
A. Brill, Astr. Nachr. 5222–5223, 5234, 5254.
Siehe W. Becker, ZS. F. Astrophys. 9, 95, 1934.
Die Fehler-quellen liegen in der unsicheren Bestimmung der λ i und in der Abweichung von schwarzer Strahlung.
G. Eberhard, Handbuch der Astrophysik II/2, 2. Teil, S. 459.
G. Müller, Die Photometrie der Gestirne 515, 1897.
Siehe auch Abschnitt 9 und Abb. 15.
F. Becker, Potsdamer Publ. 27, Heft 1, S. 14, 1929.
C. Rufus, Publ. Obs. Univ. Michigan 3, 257, 1923.
Ch’ing-Sung-Yü, Lick Obs. Bull. 422, 1930.
C. Schalén, Upsala Meddel. 37, 115 f., 1928; 55, 85 f., 1931.
R. J. Trümpler, Lick Obs. Bull. 420, 154, 1930.
C. Schalén, Upsala Meddel. 58, 27, 1934.
J. Cuffey, Harv. Obs., Tercentenary Papers Nr. 21, 1937.
H. Shapley u. R. Jones, Harv. Bull. 905, 14, 1937.
E. Hubble, Mt. Wilson Contrib. Nr. 485, Fig. 3, 1933.
F. H. Serares, Ap. J. 72 311, 1930; siehe auch Transact. J. A. U. 4, 137, 1932.
F. H. Seares, Proc. of the Nat. Acad. Sc. 22, 6, 327, 1936.
F. H. Seares, Ap. J. 55, 165, 1921.
C. Schalén, Upsala Medel. 55, 48, 1931.
Die Bedeutung der Schraffen ist in Abb. 18 und 19 erklärt.
Die erste Veröffentlichung von M. Wolf (A. N. 5239) stammt aus dem Jahre 1923, in der er den Dunkelnebel N. G. C. 6960 untersuchte; bereits 1919 haben F. W. Dyson und P. J. Melotte (M. N. 80, 3) nach dieser Methode die Dunkelwolken im Tauraus untersucht, allerdings ohne die anschauliche graphische Darstellung.
F. H. Seares, Mt. Wilson Contr. 346, Tabelle 14, Spalte 2 und 4, 1926.
F. H. Seares, Ap. J. 61, 114, Tabelle 8, 1924.
P. J. van Rhijn, Groningen Publ. 43, 1929.
Seares, van Rhijn, Yoyner u. Richmond, Mt. Wilson Contr. 301, Tabelle 17, 1925.
E. v. d. Pahlen, Über die Wahrscheinlichkeiten von Sternverteilungen, Diss. Göttingen, 1909; E. v. d. Phalen, Über Sternabzählungen im Gebiete des Kohlensacks, Astr. Nachr. 5705, 1930. — Bemerkung: Alle stellarstatistischen Bezeichnungen, soweit sie in vorliegender Arbeit benutzt warden, halten sich an die Terminologie des Lehrbuches der Stellarstatistik v. d. Pahlens. Siehe auch die entsprechenden Untersuchungen von Rolf Müller, ZS. f. Astrophys. 3, 261, 1931; u. a.
Diese warden in der ausländischen Literatur meist mit N m bezeichnet. Vgl. Die Fußnote auf S. 225.
Die Zehntel wurden erhöht, sobald die Hundertstel = 5 waren.
Groningen Publ. 43, Tabelle 7, Mittel aus Spalte 4 und 5.
Vgl. Auch H. Msdfüller u. L. Hufnagel, ZS. f. Astrophys. 9, 331, 1935.
An dem Wert dieses Intervalls sind (wegen der Vollständigkeit der F. I.) von Feld 1 nur Sterne der Größe 14,0 ph beteiligt.
Siehe Tabelle 14, 15, 16, Spalte 3 (n).
Vgl. auch den Verlauf der räumlichen Dichtefunktion im Dunkel- und Vergleichsgebiet bei Schalén (Upsala Meddel. 55, Abb. 13 und 16).
F. H. Seares, A. P. J. 61, 114, Abb. 2, 1924.
Diese Helligkeitsangabe bezieht sich auf die in Feld 1,2 beobachteten Größenklassen.
Das von Schalén behandelte Dunkelfeld S enthält Feld 1,2 und 3; Feld 4 erstreckt sich zu gleichen Teilen in die Gebiete i und N, die Schalén zusammengefaßt hat.
Vgl. auch die Arbeiten von B. J. Bok (The Distribution of the Stars in Space, Chikago 1937) und F. D. Miller (Astr. Journ. Nr. 1074, 1937). Dort stellt Miller eine ähnliche Überlegung an und gelangt zu dem Schluß, daß bei einem Fehler von ± 0m,1 bei einer Sternzahl > 100 die dadurch verursachte Ungenauigkeit die natürliche Streuung überschreiten wird. Miller hat jedoch in seiner Kritik nicht bedacht, daß in zwei benachbarten Größenklassenintervallen sich Abzählungsfehler, die durch Helligkeitsfehler verursacht warden, gegenseitig praktisch aufheben, wie oben dargelegt wurde.
C. Schalén, Upsala Meddel. 55, 56, 1931.
Auf diesen Punkt hat besonders auch Miller in der mehrfach zitierten Arbeit hingewiesen. Er schreibt: „Clearly it is necessary to follow exactly the method described by Wolf for estimating the total absorption...“ D. h. nach seiner Interpretation: Um die Wolfsche Methode genau anzuwenden, sind die Sternzahlen pro Größenklassenintervall zu nehmen. Es muß aber an dieser Stelle darauf hingewiesen werden, daß sich Wolf selber bei der Diskussion seines Beobachtungsmaterials nicht immer der Sternzahlen pro Größenklassenintervall, sondern mehrfach der kumulativen Zahlen bedient hat, wie folgende Aufstellung zeigt: „Die Sternleeren bei S Monoc.“ Seeliger Festschrift 1924: log N m . — „Über den dunklen Nebel NGC 6960“, A. N. 5239: log A m . — „Die Sternleeren bei M 11 Scuti“, A. N. 5473: log A m . — „Die Sternzahl am galaktischen Pol“, A. N. 5473: log A m . — „Die Sternleeren beim Amerikanebel“. A. N. 5334: log N m .
A. Pannekoek, Amsterdam Proc. 23, 5, 1920.
H. v. Klüber, ZS. f. Astrophys. 6, 259, 1933; 13, 174, 1937.
J. P. Reimer, Mitt. d. Sternwarte Wien 4, 237. 1935.
J. N. Lehmann-Balanowskaja, Pulkowo Bull. 14, 1, 1935.
Siehe auch die Karte von Dyson u. Melotte, M. N. 80, 3, 1919.
Author information
Authors and Affiliations
Additional information
Besonderer Hinweis
Dieses Kapitel ist Teil des Digitalisierungsprojekts Springer Book Archives mit Publikationen, die seit den Anfängen des Verlags von 1842 erschienen sind. Der Verlag stellt mit diesem Archiv Quellen für die historische wie auch die disziplingeschichtliche Forschung zur Verfügung, die jeweils im historischen Kontext betrachtet werden müssen. Dieses Kapitel ist aus einem Buch, das in der Zeit vor 1945 erschienen ist und wird daher in seiner zeittypischen politisch-ideologischen Ausrichtung vom Verlag nicht beworben.
Rights and permissions
Copyright information
© 1939 Springer-Verlag Berlin Heidelberg
About this chapter
Cite this chapter
Hartwig, G. (1939). Untersuchungen über die Auriga-Dunkelwolke. In: Untersuchungen über die Auriga-Dunkelwolke. Springer, Berlin, Heidelberg. https://doi.org/10.1007/978-3-662-31506-4_1
Download citation
DOI: https://doi.org/10.1007/978-3-662-31506-4_1
Publisher Name: Springer, Berlin, Heidelberg
Print ISBN: 978-3-662-31301-5
Online ISBN: 978-3-662-31506-4
eBook Packages: Springer Book Archive