VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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Datum 
Beob. 
Geschw. 
Red. auf © 
Geschw. 
1888 Nov. 7 
„ Nov. 9 
1889 Mai 4 
„ Mai 22 
— 31 km 
— 32 „ 
+ 9 „ 
+ 6 „ 
+ 19 km 
+ 19 „ 
— 19 „ 
— 18 „ 
—12 km 
— 13 „ 
— 10 „ 
— 12 „ 
Die in dieser Weise auf 
die Sonne reduzierten Ge 
schwindigkeiten sind immer 
noch nicht die wahren Orts 
änderungen der betreffen 
den Sterne, da auch unsere 
Sonne ein bewegter Fix 
stern ist, der nach einer bestimmten Richtung hin im Raume sich bewegt. 
Eine bekannte und schon vielfach versuchte Aufgabe der Astronomie be 
steht nun darin, aus den sog.' Eigenbewegungen der Fixsterne die Rich 
tung oder den Apex dieser Bewegung sowie ihre Geschwindigkeit zu er 
mitteln. Es liegt in der Natur des Problems, daß aus den Eigenbewegungen 
der Ort des Apex mit größerer Sicherheit zu bestimmen ist, als die Ge 
schwindigkeit. Hier bieten die Bewegungen im Visionsradius eine überaus 
wichtige Ergänzung der Ergebnisse insofern, als sie gerade die Geschwindig 
keit der Sonne sehr zuverlässig ergeben. 
Nach den ersten um die Wende des Jahrhunderts in dieser Richtung an- 
gestellten Versuchen von Kempf und Campbell, die sich nur auf die wenig 
zahlreichen nicht sehr sicheren und fast ausschließlich dem Nordhimmel an 
gehörenden Ergebnisse jener Zeit stützen konnten, ist von der Licksternwarte 
und ihrem Zweiginstitut, dem Millsobservatorium in Chile, bis 1910 ein ge 
waltiges Material an Radialgeschwindigkeiten gesammelt und von Campbell 
bearbeitet worden. Die 1911 veröffentlichte Untersuchung stützt sich auf 
1180 Sterne und 13 Gasnebel, die alle möglichst gleichmäßig über den Him 
mel verteilt sind. Die Geschwindigkeit des Sonnensystems ergab sich dabei 
zu 19.5 km mit einem mittleren Fehler von + 0.6 km und als Koordinaten des 
Apex a = 268.5°, 8 = + 25.3°. 
Der betr. Punkt liegt ein wenig südöstlich von ß Herculis in unmittel 
barer Nähe der Apexorte, die L. Struve, Kapteyn und Kobold aus Eigen 
bewegungen abgeleitet haben. Man wird nicht sehr fehlgreifen, wenn man 
als wahrscheinlichsten Zielpunkt der Sonnenbewegung heute nach dem Vor 
schläge von Campbell den Ort a = 270°, d = -j- 30° annimmt. 
Auf Grund der nunmehr nach Richtung und Geschwindigkeit bekannten 
Sonnenbewegung läßt sich jede Radialgeschwindigkeit auch auf die ruhende 
Sonne beziehen, d. h. die absolute Bewegung in der Blickrichtung von der 
sog. parallaktischen trennen. Auch diese Rechnung ist von Campbell ausge 
führt worden und hat ein sehr wichtiges Ergebnis gezeitigt. Ordnet man näm 
lich die Sterne nach den Spektraltypen, so erhält man als mittlere Radialge 
schwindigkeit ohne merklichen Gang in der Hel 
ligkeit die nebenan tabulierten Werte. In einer 
besonderen Reihe sind zum Vergleich auch die 
von Boss aus den Eigenbewegungen abgeleite 
ten Zahlen angeführt. Hieraus geht die sehr be 
deutungsvolle Tatsache hervor, daß die Spektral 
klassen F bis M in bezug auf ihre Raumbewe 
gung sehr nahe verwandt sind, während die A- 
Sterne eine geringe, die Helium-(B-)Sterne eine 
Sp. 
Campb. 
Boss 
B 
6.5 km 
6.3 km 
A 
11.1 ,, 
10.2 „ 
F 
14.4 „ 
16.2 „ 
G 
15.0 „ 
18.6 „ 
K 
16.8 „ 
15.1 „ 
M 
17.1 „ 
17.1 „ 
P 
29.0 „ 
— „