N. F. IX. Nr. 15 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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zweite Beobachtungsreihe im Laboratorium durch- 

 gefiihrt werden, namlich eine entsprechende Ver- 

 gleichung zwischen Photometerlampe und 

 schwarzem Korper von bekannter Temperatur. 

 Dividiert man die Resultate beider Reihen fiir 

 jede der Stellen des Spektrums durcheinander, so 

 vvird die Photometerlampe eliminiert, und man 

 erhalt das gesuchte Verhaltnis der Strahlungs- 

 energie zwischen schwarzem Korper und Stern, 

 woraus dann nach der Planck'schen Gleichung die 

 Sterntemperatur berechnet werden kann. 



So einfach, wie liier kurz dargestellt, war nun 

 das von uns eingeschlagene Verfahren keineswegs. 

 Um einen befriedigenden Genauigkeitsgrad zu er- 

 halten, waren eine Reihe von teilweise sehr um- 

 fangreichen Nebenuntersuchungen notwendig. 

 Dieselben bezogen sich auf den Lichtverlust im 

 Objektiv des zu den Beobachtungen benutzten 

 grofien Refraktors, auf die Veranderungen der 

 Strahlungsenergie bei veranderter Starke des die 

 Photometerlampe speisenden Stroms , auf die 

 personlichen systematischen Einstellungsfehler der 

 beiden Beobachter und ferner auf das Verhalten 

 des schwarzen Korpers. 



Es kann wohl nicht eine allgemeine Kenntnis 

 iiber die Konstruktion des schwarzen Korpers, 

 der doch die Grundlage fiir die ganze Temperatur- 

 ermittlung bietet, vorausgesetzt werden, und es 

 mufi daher hier eine, moglichst kurze, Ausein- 

 andersetzung gegeben werden. 



Nach dem Kirchhoff schen Satze mu6 in jedem 

 Hohlraume, dessen Wande fiir Strahlung undurch- 

 lassig sind und iiberall die gleiche Temperatur 

 besitzen, die schwarze Strahlung der Hiillentem- 

 peratur herrschen. Es lafit sich dies leicht be- 

 weisen; denn von jedem Strahl, der von der 

 Hiille ausgeht und die Hiille wieder trifft, wird 

 an dieser Stelle etwas absorbiert, bei unendlich 

 vielen Absorptionen also schliefilich alles, das ist 

 aber eben die Eigenschaft des schwarzen Korpers. 



Praktisch stellt man jetzt einen solchen 

 schwarzen Korper in Form eines schwer schmelz- 

 baren Porzellanrohres dar, welches mit einer 

 Platinhiille umgeben ist, durch die ein elektrischer 

 Strom fliefit, der die Hiille bis zur WeiSglut er- 

 hitzen kann. Die Temperatur wird gemessen 

 durch eine Thermosaule, Platin-Platinrhodium, 

 deren Drahte durch die Hinterwand der Rohre 

 zum Galvanometer gefuhrt werden. Vorne be- 

 findet sich eine enge Offnung, durch welche die 

 schwarze Strahlung heraustreten und untersucht 

 werden kann. Wegen dieser Offnung ist die 

 Strahlung nicht mehr vollkommen schwarz, weil 

 an dieser Stelle keine Absorption stattfindet. 

 Wenn die Offnung aber im Verhaltnis zur Hiille 



verschwindend klein ist, so ist auch der hieraus 

 resultierende Fehler verschwindend klein. 



Wilsing und Scheiner haben nun in mehr- 

 jahriger Arbeit die Spektra von 109 helleren 

 Sternen an mindestens je 2 Abenden gemessen 

 und mit dem Spektrum des schwarzen Korpers 

 nach der Planck'schen Gleichung verglichen. Das 

 Resultat ist das vorstehende Verzeichnis von Stern- 

 temperaturen, in welchem die zweite Kolumne 

 die Namen der Sterne, die dritte und vierte die 

 genaherten Orter am Himmel, die vierte die 

 Helligkeit, die fiinfte die Spektralklasse und die 

 sechste die absoluten effektiven Temperaturen, 

 auf 100 abgerundet, gibt. 



Was die Genauigkeit der ermittelten Tem- 

 peraturen angeht, so diirfte der mittlere Fehler 

 bei den kiihlsten Sternen von 3000" + 90" be- 

 tragen, bei den heiSesten Sternen von 10000 

 wachst er bereits auf nahe 1000 an. 



Wie man zunachst aus der Tabelle ersehen 

 kann, stehen die Temperaturen in unmittelbarem 

 Zusammenhang mit den Spektralklassen in dem 

 Sinne, dafi die Temperaturen mit den Klassen 

 abnehmen, resp. mit der zunehmenden Farbung 

 der Sterne von Weifi an. 



Noch deutlicher zeigt dies die folgende kleine 

 Tabelle, in welcher die Mittel der Temperaturen 

 fiir die beistehenden Spektralabteilungen ange- 

 geben sind : 



Als effektive Temperatur der Sonne, in der 

 gleichen Weise wie bei den Sternen abgeleitet, 

 ergab sich 5130+ 106. Die Sonne gehort be- 

 kanntlich zur zweiten Spektralklasse. 



Nach neueren Untersuchungen von Hoi born 

 und Valentiner konnte die Konstante C der 

 Planck'schen Gleichung auf 14200 vermindert 

 werden. Mit dieser Zahl wiirde man fiir die 

 Temperaturen der Sterne etwas hohere Werte 

 erhalten, in merklicher Weise aber nur bei den 

 heifiesten Sternen, wo die Erhohung etwa 2000 

 betragt, die Temperatur der Sonne wiirde auf 

 5500 wachsen. 



