Der galaktische Sternhaufen NGC 1502

Zusammenfassung

Nach der Aufgabenstellung wird in den ersten vier Abschnitten die Genauigkeit der nach dem Oxforder Verfahren ermittelten Koordinaten der Sterne in der Vatikanzone der internationalen Himmelskarte untersucht sowie die Ableitung von neuen in Wien gemessenen Positionen und ihre Genauigkeit besprochen, an die sich die Vermessung von McCormick-Platten anschließt. Ein Vergleich mit anderen photographisch-astrometrischen Untersuchungen zeigt, daß — wie zu erwarten — die Genauigkeit durchaus nicht proportional der Brennweite der Instrumente zunimmt Der 5. Abschnitt gibt den Anschluß der Plattenkoordinaten an die Sphäre. Im 6. Abschnitt werden die Eigenbewegungen, das Hauptergebnis der Arbeit, abgeleitet. Der mittlere Fehler einer Zoojährigen EB beträgt etwa ± 0,4".

Der 7. Abschnitt gibt statistische Untersuchungen, wie hoch der Anteil an Feld-und Haufensternen (bis rund 13^m) zu setzen ist. Es sind nur 26 der 147 vermessenen Sterne zum Haufen zu rechnen. Die EB der Feldsterne werden auf ihre Verteilung untersucht, ohne daß sich dabei besondere Auffälligkeiten zeigen.

Der 8. Abschnitt gilt den 19 Sternen, die gesichert den physischen Haufen bilden und die auffällig linear angeordnet sind. Dieses, die Spektralangaben und anderes sprechen dafür, daß wir es mit einem noch sehr gedrängten, jungen Objekt zu tun haben. Aus den Farbenindizes und den sehr starken Farbenexzessen dieser Sterne nach den Messungen von Zug (Lick Observatory) ergibt sieh der Entfernungsmodul zu M − m =−9^m,O

Der hellste Stern der Gruppe ist zugleich der spektroskopischphotometrische Doppelstern SZ Cam. An Hand der vorliegenden Literatur läßt sich sein Entfernungsmodul zu — 8^m.4 ermitteln, so daß alles in allem die Distanz des Haufens zu 480 pc angesetzt werden kann. Die beiden hellsten Sterne des Haufens bilden zusammen mit einigen Nachbarn den Vielfachstern ADS 2884 = Σ 485. Zur Klärung der im ADS etwas undurchsichtigen Darstellung wird eine entsprechende Identifizierungstabelle gegeben. Für Σ 485 konnte aus den seit 1830 vorliegenden Beobachtungen keine gesicherte relative Eigenbewegung der Komponenten abgeleitet werden (9. Abschnitt).