Die Untersuchung der Raumgeschwindigkeiten des FK3

Abstract Vor der Berechnung der Raumgeschwindigkeiten wird zur Untersuchung der Parallaxen die Sonnenbewegung aus linearen Tangentialbewegungen und Radialgeschwindigkeiten getrennt bestimmt und daraus eine Korrektion der absoluten Helligkeiten des Mt. Wilson‐Systems von −o M .8 bei den Bo—B5‐Sternen und von —o M .5 bei den K 5 —M‐Riesen hergeleitet. Für die Konstanten der galaktischen Rotation ergibt sich: B = −0.017 km/sec±0.005 km/sec pro parsec; A = +0.018 km/sec±0.006 km/sec pro parsec und l 0=344 ° ±9 ° . Einen verbürgten K ‐Effekt zeigen nur die B‐Sterne: +4.8 km/sec bei Bo—B 5 und +3.6 km/sec bei B8—B 9 . Da er bei allen anderen Sternen etwa o zu sein scheint, ist die Angabe eines allen Sternen gemeinsamen Effektes von +0.9 km/sec illusorisch. Auch kann nicht entschieden werden ob der K ‐Effekt konstant ist oder linear mit der Sternentfernung wächst. Die von Sonnenbewegung, galaktischer Rotation und K ‐Effekt befreiten Raumbewegungen werden in dem festen rechtwinkligen galaktischen Achsensystem betrachtet. 21 bisher nicht bekannte Schnelläufer ( V >63 km/sec) werden ausgeschlossen. Die Untersuchung der Sternströme führt zu einer wesentlichen Erweiterung des Ursa major‐ und des Taurusstromes, die aus mehreren Teilen zu bestehen scheinen. Hingegen muß eine solche Erweiterung der hauptsächlich aus B‐Sternen bestehenden Ströme (Perseus‐, Orion‐ und Scorpio‐Centaurus‐Strom) abgelehnt werden. Ein 61 Cygni‐ und ein α Lyrae‐Strom tritt nicht auf; auch der mit der Sonne laufende Strom von Stroobant scheint nicht zu existieren. Die Geschwindigkeitsverteilung wird durch die Häufigkeitskurven in den drei Koordinatenebenen des Geschwindigkeitsfeldes dargestellt; die Wirkung der Ströme und die hervortretenden Vertexrichtungen werden diskutiert. Sowohl die Sonnenbewegung wie auch das Geschwindigkeitsfeld veranlassen zu einer Unterteilung in 6 Spektralgruppen: O e5 −B 9 , Ao‐dF 2 , dF 5 ‐dK 5 , gFo—gG 5 , gKo—gK 2 , gK 5 —gM 3 , deren Häufigkeitskurven ebenfalls betrachtet werden. Während diese Unterteilung eine befriedigende Erfassung und Darstellung des Bewegungsfeldes und der Schwankungen in der Sonnenbewegung gibt, haben die Größe der Geschwindigkeit und die absolute Helligkeit keinen entscheidenden Einfluß auf die Sonnenbewegung. Die Asymmetrie tritt erst bei V >50 km/sec auf. Auch zeigt sich keine Abhängigkeit der Sonnenbewegung von der Sternentfernung, wenn auch diese relativ nahen Sterne eine etwas geringere Sonnengeschwindigkeit liefern: V =17.9 km/sec nach l a =19 ° . o, b a = +21 ° .3 und bei Einschluß des Ursa major‐ und Taurus‐Stromes: V =17.1 km/sec, l a =18 ° .4, b a =+22 ° .6.