1156 



Fixsternsystem 



a Bootis mit 2", 3. Immerhin spricht dieser 

 Umstand nicht gegen die Annahme, da die 

 helleren Sterne im allgemeinen die uns nheren 

 sind, weil es eben sehr viel mehr schwchere 

 Sterne gibt als helle. Starke Eigenbewegungen 

 kommen jedenfalls selten vor, eine Ab- 

 zahlung ergab unter 9300 Sternen nur 26, 

 die sich um, mehr als 20" im Jahrhundert 

 bewegen. 



Wei man die Entfernung eines Sternes 

 von bekannter Eigenbewegung, so lt sich 

 die zur Gesichtslinie senkrechte Komponente 

 seiner Geschwindigkeit angeben. Der Stern 

 Cordobaer Zonenkatalog 5 h ,243 hat z. B. eine 

 Entfernung von 10,5 Lichtjahren und bewegt 

 sich jhrlich 8,"7 am Himmel; seine Ge- 

 schwindigkeit senkrecht zur Gesichtslinie 

 betrgt daher 134 km in der Sekunde. 

 Groombridge 1830 hat bei einer Entfernung 

 von 22 Lichtjahren und bei einer jhrlichen 

 Eigenbewegung von 7,"0 eine Geschwindig- 

 keit senkrecht zur Gesichtslinie von 225 km 

 in der Sekunde. 



3d)Bewegung in der Gesichtslinie. 

 Die Bestimmung dieser Bewegungskompo- 

 nente der Fixsterne ermglicht das Doppler- 

 sche Prinzip. Erhalten wir nmlich von 

 einer, beispielsweise aus glhendem Natrium 

 bestehenden Lichtquelle, wenn sie sich in 

 Ruhe befindet, 509 Billionen Lichtwellen 

 in der Sekunde, so erhalten wir, wenn sie 

 sich auf uns zu bewegt, eine grere, und 

 wenn sie sich von uns weg bewegt, eine 

 geringere Anzahl Lichtwellen. Die im gelben 

 Teil eines Sternspektrums auftretende D- 

 Linie wird daher, wenn die Lichtquelle sich 

 nhert, etwas nach dem blauen, im ent- 

 gegengesetzten Fall nach dem roten Ende des 

 Spektrums verschoben sein. Umgekehrt 

 lt sich aus der Gre der Verschiebung 

 der Spektrallinien die Geschwindigkeit, mit 

 der die Lichtquelle sich der Erde nhert 

 oder von ihr entfernt, berechnen. 



In dem unter 3 a gegebenen Tfelchen 

 sind den dort aufgefhrten Sternen ihre auf 

 die Sonne bezogenen, in Kilometern ausge- 

 drckten Geschwindigkeiten in der Gesichts- 

 linie beigefgt, wobei das Pluszeichen eine 

 Vergrerung der Entfernung zwischen Stern 

 und Sonne, das Minuszeichen eine Verminde- 

 rung bezeichnen soll. 



Die bis jetzt bestimmten 1700 Ge- 

 schwindigkeiten in der Gesichtslinie haben 

 sich von ziemlich der gleichen Gre ergeben 

 wie die in der dazu senkrechten Richtung. 

 Die grten bisher bekannt gewordenen 

 Werte von + 242, - - 132, + 100", 95 km 

 besitzen die Sterne Cordobaer Zonenkatalog 

 5 h ,243, Lacaille 8362, Lacaille 2057 und 

 Groombridge 1830. 



Kennt man die beiden senkrecht auf- 

 einander stehenden Geschwindigkeits- 



komponenten, so ist es natrlich ein leichtes, 

 Gre und Richtuno; der Resultante 



zu 



finden. Fr Cordobaer Zonenkatalog 5 h ,24.i 

 ergibt sich 277 km, fr Groombridge 1830 

 244 km als Geschwindigkeit in der Sekunde. 



4. Chemisch-physikalisches Verhalten 

 der Sterne. 4a) Einteilung der Sterne 

 auf Grund ihrer Spektren. Die auf 

 den Fixsternen vorkommenden chemischen 

 Elemente drften genau die nmlichen sein, 

 welche auch auf der Sonne und auf der 

 Erde vorkommen. Wenigstens gleicht z. B. 

 das Spektrum von a Aurigae bis ins kleinste 

 dem Sonnenspektrum. Bei anderen Sternen 

 hat man allerdings eine grere Anzahl 

 Spektrallinien nicht oder nicht mit Sicher- 

 heit mit Linien bekannter Elemente identi- 

 fizieren knnen, doch drften sie weniger 

 fremden Elementen ihren Ursprung verdanken 

 als den eigenartigen auf jenen Himmels- 

 krpern herrschenden Bedingungen, unter 

 welche wir in unseren Laboratorien die 

 Elemente noch nicht zu bringen verstehen. 

 Da in den uerst hohen Temperaturen der 

 Fixsterne die Elemente alle dissoziiert vor- 

 kmen, ist nicht anzunehmen, vielmehr 

 werden sich dort diejenigen Verbindungen 

 gebildet haben und bestndig sein, welche 

 unter Wrmeentwickelung entstehen. 



Nach ihrem durch das Spektroskop er- 

 schlossenen, vielleicht oft nur fr erschlossen 

 gehaltenen, physikalischen Zustand sind die 

 1 Sterne von verschiedenen Astrophysikern, 

 insbesondere von Secchi (1818 bis 1878, 

 Direktor der Sternwarte des Collegio Romano 

 in Rom), Vogel (1841 bis 1907, Direktor 

 des Astrophysikalischen Observatoriums in 

 Potsdam), Sehe in er, Lockyer (Direktor 

 des Solar Physics Observatory in South 

 Kensington), Pickering in Klassen ein- 

 geteilt worden. Die in Deutschland bisher 

 meist gebrauchte Vogelsche Einteilung, 

 welche in ihren drei Klassen sich dem ver- 

 mutlichen Entwickelungsgang der Sterne 

 anzupassen sucht, whrend die Unterabtei- 

 lungen einander koordiniert sein sollen, 

 ist die folgende: 



I. Klasse. Sie umfat die weien Sterne, 

 d. h. diejenigen, welche sich im Zustande 

 hchster Glhhitze befinden. Infolge Ueber- 

 wiegens der chemisch wirksamen Strahlen 

 tritt das violette Ende des Spektrums stark 

 hervor. Drei Unterabteilungen: 



Ia) Die Absorptionslinien des Wasser- 

 stoffs (C, F, Hy, h) sind stark und breit, 

 whrend die anderen, dem Calcium, Natrium, 

 Magnesium, hauptschlich aber dem Eisen 

 angehrigen Metallinien in geringer Zahl 

 und nur schwach angedeutet vorkommen. 

 Heliumlinien nicht vorhanden. Beispiele: 

 Sirius, Wega, aLeonis, Librae, aOphiuchi. 



