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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. IX Nr. 15 



Sterns dar. Eine sehr wesentliche Stiitze fiir 

 diese Annahme lieferte das Ergebnis der Spektral- 

 analyse, dafi in der Reihenfolge der Klassen die 

 Absorptionslinien immer mehr zunehmen, so dafi 

 bei der III. Klasse sogar die Absorption che- 

 mischer Verbindungen (Kohlenwasserstoff, Titan - 

 oxyd) auftreten, Verbindungen, die nur bei ver- 

 haltnismafiig niedrigen Temperaturen haltbar sind. 

 Wenn auch keine wirklicheTemperaturbestimmung 

 durch die Vogel'sche Einteilung gegeben wurde, 

 so war doch wenigstens das Hoher oder Niedriger 

 ermittelt, und aus der Ahnlichkeit der Spektra 

 der gelben Sterne mit dem Sonnenspektrum liefi 

 sich schliefien, dafi die Temperatur dieser mittleren 

 Sterne etwa die gleiche sei wie bei der Sonne. 



Einen Schritt weiter gehen konnte ich vor 

 ungefahr 15 Jahren, als es mir gelang, aus dem 

 eigentiimlichen Verhalten zweier Spektrallinien 

 des Magnesiums im Laboratorium und auf den 

 Fixsternen eine ungefahre Vergleichung der Fix- 

 sterntemperatur mit derjenigen irdischer Licht- 

 quellen anzustellen. In Bestatigung der Vogel- 

 schen Hypothese fand ich, dafi die Temperatur 

 der weifien Sterne etwa derjenigen im hochge- 

 spannten elektrischen Funken (Leidener Flasche) 

 entspricht, diejenige der gelben zwischen diesen 

 und der Temperatur des elektrischen Kohlebogens 

 liegt und die der roten etwa der letzteren (3500") 

 entspricht. 



Auf einen vor einigen Jahren gemachten Ver- 

 such der Temperaturbestimmung an wenigen Fix- 

 sternen von Barkany mochte ich erst weiter 

 unten zuriickkommen, um hier gleich zu einer 

 kurzen Darlegung einer recht umfangreichen 

 Arbeit iiberzugehen, welche Prof. Wilsing und ich 

 zur Losung des Problems der Fixsterntemperaturen 

 unternommen haben, und die kiirzlich in den 

 Publikationen des Astrophysikalischen Observato- 

 riums unter dem Tit el ,,J. Wilsing und J. Sch einer, 

 Temperaturbestimmung von 109 helleren Ster- 

 nen . . ." veroffentlicht worden ist. 



Wie eingangs hervorgehoben, sind die ther- 

 mischen Mefiinstrumente bisher nur zur Nach- 

 weisung der Gesamtstrahlung von hellen Sternen 

 geeignet, nicht aber zur exakten Messung. Fur 

 den Bereich der optischen Strahlung ist aber das 

 Auge aufierst empfindlich, und zwar in so hohem 

 Mafie, dafi bekanntlich das Licht der Sterne noch 

 zur spektralen Zerlegung ausreicht, und diese 

 spektrale Untersuchung kann zum Ziele ftihren, 

 seitdem es durch die Feststellung der Form der 

 Kirchhoff'schen Funktion durch Planck moglich 

 geworden ist, die Intensitats- oder Energieverhalt- 

 nisse der verschiedenen Stellen des Spektrums 

 des schwarzen Korpers fiir beliebige Temperaturen 

 des letzteren zu ermitteln. 



Ich will versuchen, zunachst den theoretischen 

 Teil der Aufgabe zu behandeln, wenngleich dessen 

 Verstandnis fiir manchen mathematisch weniger 

 vorgebildeten Leser Schwierigkeiten bieten diirfte. 



Der mathematische Ausdruck der Planck'schen 

 Gleichung lautet: 



E=r 



ist also eigentlich recht einfach und ist die Glei- 

 chung einer Kurve, welche fiir kleine und grofie 

 Wellenlangen (A) tief liegt, im mittleren Teil aber 

 ein sehr hohes Maximum besitzt. t bedeutet in 

 dieser Gleichung die absolute Temperatur, C ist 

 eine Konstante, die von der Versuchsanordnung 

 abhangt, also kein allgemeines Interesse besitzt, 

 wahrend c eine sog. Naturkonstante ist, deren 

 Wert 14600 betragt, wenn fiir A als Einheit das 

 Mikron und fiir t der Celsiusgrad genommen 

 wird. Die Strahlungsenergie ist also hier nur 

 eine Funktion der Wellenlange und der Tem- 

 peratur, und aus ihr lassen sich einige Spezial- 

 gesetze ableiten. Fiir die Gesamtstrahlung erhalt 

 man natiirlich das uns schon bekannte Stefan- 

 sche Gesetz: Fortschritt der Strahlungsenergie 

 mit der vierten Potenz der Temperatur. Fiir die 

 Energie des Strahlungsmaximums ergibt sich eine 

 ahnlich einfache Beziehung; sie schreitet mit der 

 fiinften Potenz vor. Bei steigender Strahlung 

 verschiebt sich aber das Strahlungsmaximum 

 immer mehr nach dem Violett zu, und zwar 

 proportional mit der Temperatur. Es geschieht 

 dies nach dem ebenfalls vorher schon bekannten 

 Wien'schen Verschiebungsgesetz. Nach diesem 

 letzteren ist auch der Versuch einer Temperatur- 

 bestimmung einiger Fixsterne von Barkany ge- 

 macht worden, auf Grund von spektralphotome- 

 trischen Messungen Vogel's. 



In der oben zitierten Abhandlung von 

 Wilsing und Scheiner ist aber nun zum erstenmal 

 das Problem angegriffen worden, aus spektral- 

 photometrischen Beobachtungen an zahlreichen 

 Sternen die Temperaturen einer grofien Zahl von 

 Sternen direkt unter Verwendung der Planck- 

 schen Gleichung zu ermitteln. Es ist klar, dafi, 

 wenn das Strahlungsenergieverhaltnis fiir min- 

 destens zwei Stellen des Spektrums zwischen 

 Stern und dem schwarzen Korper von bestimmter 

 Temperatur bekannt ist, alsdann die Sterntem- 

 peratur nach der Planck'schen Gleichung be- 

 rechnet werden kann; um grofiere Genauigkeit 

 zp erzielen, haben wir aber 5 verschiedene Stellen 

 benutzt. 



Die Messungen im Spektralphotometer be- 

 stehen bekanntlich darin, dafi von den zu ver- 

 gleichenden Lichtquellen zwei Spektra unmittelbar 

 nebeneinander erzeugt werden. In diesem Falle 

 waren diese Lichtquellen der Stern und die elek- 

 trische Gliihlampe eines am Spektroskope ange- 

 brachten Zollner'schen Photometers. Fiir jede 

 der fiinf Stellen des Spektrums wurde nun durch 

 Drehung des Nikol'schen Prismas Helligkeits- 

 gleichheit hergestellt, hieraus ergab sich fiir diese 

 Stellen das Energieverhaltnis zwischen der Strah- 

 lung des Sterns und der Gliihlampe. Mit diesen 

 Verhaltnissen ist aber zunachst nicht viel anzu- 

 fangen, da man ja die Temperatur der Gliih- 

 lampe nicht genau kennt. Es muflte daher eine 



