von denen jede im Mittel na Teilchen enthalt. Senkrecht auf diese Schichten fallt ein Strahlenbiischel. Da die Flache I cms n'Teilchen enthllt, so ist fiir Strahlen, welcbe senkrecht auf die Fkche fallen, die Flache na dsn rnit Masse bedeckt. Die Wahrscheinlichkeit, daB ein Strahl nicht durchgelassen wird, ist also ddan, die Wahrscheinlichkeit, daB er hindurch- gelassen wird, dagegen I - na Bn. Wenn der Strahl den ganzen Kubikzentimeter, also n Schichten, zu passieren hat, so ist die Wahrscheinlichkeit, daI3 er hindurchgelassen wird, q = ( I - ns dZn)", und fur eine Wegstrecke x cm, die n - x Schichten enthiilt, ist die Wahrscheinlichkeit des Durchganges fur einen Strahl

Von einer groDerenStrahlenmenge wird der w-te Teil hindurch- gelassen, da die Wahrscheinlichkeit des Durchganges fur einen einzelnen Strahl w ist. w ist also auch das Verhiiltnis der durchgelassenen Intensitat I zur urspriinglichen I,. Wenn wir dieses Verhiiltnis als GrijDendifferenz ausdriicken wollen, haben wir

d ~ = - 2 . 5 1 0 g l / Z o = - ~ . 5 n x l o g ( ~ - n s ~ n ) . (b) Nun ist aber nadsx eine sehr kleine Zahl (d. h. die Parti.ke1- chen kommen nur in groBen relativen Entfernungen im Raume vor). Deshalb brauchen wir nur das erste Glied in der Ent- wicklung des log beizubehalten:

und bekommen aus (b), wenn (a) beriicksichtigt wird :

w=P"=(1 -n3Pn)-.

log (I - ns ds m) = -loge - as d z n

Nr. a 1900 d 1900 Mg. 23h18m25' +63' 5'38" 10913

259 19 19 +62 16 15 8.0 61 I 24 31 +63 I 7 14 12.6 708 26 17 +61 50 25 10.6

Aus (I 5 ) erhiilt man nun din Gramm pro cm8. Wollen wir die Dichte ausdriicken als .Anzahl N von Meteoren pro Rubikparsec, so hat man die Formel

l oopn I O O ~ J '

+1?38 +1117 +1.86 + 2.0

-1.73 + 2.1 +1.66 1 + 3.0

Am N = 2.8 - 1oS8 - - B

728 26 32 797 28 11 799 28 14 803 28 23

wie man leicht aus der vorhergehenden ableitet. Hier bereitet der.Wert von d etwas Schwiengkeit. Linde-

mann und Dobson? a) haben fur die Masse ekes typischen Meteors den Wert 0.006 Gramm gefunden (als typisch bezeich- nen sie ein Meteor, das eine Wegliinge van 6 x Ioecm in I .s sec als leuchtender Rijrper zurucklegt und im Abstande I .5 x Io'crn wie ein Stem der I . GroBe leuchtet). Nimmt man fiir g den

+62 4 22 10.9 +1.47 i- 4.7 +62 44 2 7 8.0 +0.26 - 1 1 . 7

+62 36 9 7.7 +6.31 + 3.0 +62 41 2 2 10.8 ' + 1.63 + 2.6

Wert 5 an, so bekommt man bz0.066 cm. Dann wird nach der Formel (IS)

a'-6 x rod gr/cm8 oder auch nach (16):

N.LIO~ Meteore/parsecs . Diese Zahl ist tausendmal so groD wie der von Hoffmeisier berechnete un te re Grenzwert . Nimmt man aber mit Hofmeisier fur die Masse eines Meteors den Wert 0.004 gr an und setzt g = 4 , so wird N = o . a s x 10%. Die Zahlen kijnnen nicht als ganz unvereinbar angesehen werden.

Neulich hat Russell8) auf Grund einer Schatzung der Geschwindigkeit der Meteore im Verhliltnis zu der der Sonne die Anzahl der Meteore pro Kubikparsec berechnet. Er findet die Zahl 2 . 7 x I O ~ . Durch Vergleich mit der von Kapiyn berechneten Sterndichte in der Niihe der Sonne schliel3t Russell, daB die Masse eines Meteors hochstens 0.002 gr betrligt. Wenn dem so ist, wird nach der Formel (16) die Zahl N von 'der GroBenordnung I O ~ .

Es muD erwiihnt werden, daB nach Eddington die Dichte des interstellaren Materiales, die mit unseren Kennt- nissen uber die Geschwindigkeiten der Sterne vereinbar ist, hiichstens von der GrijBe 10-83 gr/cm8 ist4).

Aus diesen Rechnungen und dem Vergleich rnit den Resultaten von Hofneisier, Rzrssell und Eddingfon geht hervor, daB eine Absorption von 0.0005 mag/parsec in der MilchstraBe zu recht plausiblen Ergebnissen betreffs der Dichte des interstellaren Materiales fuhrt. Diese Dichte ist natiirlich nicht iiberall von derselben GroBe. Wir wissen ja z. B., daD in einigen Gegenden der MilchstraDe eine sehr starke Absorption in den dunklen Nebeln vorhanden ist. Die einzige Mijglichkeit, diese starke Absorption zu erklaren, ist anzunehmen, daD die dunklen Nebel aus Anhiiufungen von Meteorstaub aufgebaut sind.

Andere Ursachen zur Absorption des Lichtes im Welt- raum sind dayZeigh-Streuunge, Streuung durch freie Elek- tronen und kontinuierliche Absorption. Diese wurden von Eddingtm in seinem Buch ,Der innere Aufbau der Stem@ (S. 484-487) behandelt; ich mochte hier nur auf seine Dis- kussion hinweisen.

Sternwarte Upsala, 1929 Mai 7. C. Schalin.

1) I;. A . Lindemann, G. M. B. Bodson: Proc. R. SOC. London 1923. Siehe auchJ. Satferly: The upper atmosphere, part I , Meteors,

*) C. P. OZiviw: Meteors, S. 141. 4) A. S. Eda'inxfon: Der innere Aufbau der Sterne, Berlin 1928.

J Can RAS 17, Seite 291. *) H . N. RusselZ: On meteoric matter near the stars, ApJ 69.65 (1929).

Stars with marke In the process of the work on the Catalogue1) of proper

motions of the stars in the region of M 52, the following stars with marked P.M. were found as a result of comparison of two plates taken with the Normal Astrograph in the tirne- .interval of 30.02 years (1897-1927).

For the star No. 799 (BD 62'2244) Schorr's data are + 6?0 and + 5". We have in the region of our plates two other stars common with Sckorr's stars, namely BD 61'2428 1 0 0 p ~ = -O!IO, 10op8= -014; BD 61'2444 loopn= +o?a9, I O O Y d = -0'18. ScAorr's data are -o?z, -016 and +0?17, - 0'18 respectively.

l) Prepared for print.