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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. XXI. Nr. 13 



Neue Forschungen iiber die Fixsterne. 



Uber die Beziehungen zwischen den Farben, 

 den Temperaturen und den Durchmessern der 

 Sterne handelt eine Untersuchung von Wilsing 

 (Astron. Nachr. Nr. 5124). Zunachst stellt er 

 darin fest, dafi bei den Fixsternen nur diejenigen 

 Farben angetroffen werden, die in der naturlichen 

 Abkiihlungsreihe der Metalle vorkommen. Daher 

 gestatten die Farben, wenn auch mil ziemlicher 

 Unsicherheit , einen SchluS auf die Temperatur. 

 Unter der wohl angenahert zutreffenden Voraus- 

 setzung, dafi die Sterne ahnlich wie ein schwarzer 

 Korper strahlen, kann man dann auf Grund des 

 Planckschen Strahlungsgesetzes den Winkelwert 

 des Sterndurchmessers ermitteln, der bekanntlich 

 durch direkte Beobachtung nicht meSbar ist, weil 

 wir im Fernrohr das durch das Sternlicht erzeugte 

 Beugungsscheibchen sehen , das natiirlich viel 

 grofler ist, als dem wirklichen scheinbaren Durch- 

 messer des Sterns entspricht. Auch auf der 

 photographischen Platte entstehen infolge des 

 Zitterns des Sternbildchens scheibenformige 

 Schwarzungen, aus deren GroBe wir wohl auf die 

 Helligkeit, nicht aber auf den Durchmesser des 

 Sterns schlieBen konnen. Wenn wir von Sternen 

 erster oder zweiter Grofie usw. sprechen, so 

 driicken wir damit bekanntlich nur die Helligkeit 

 der betreffenden Sterne aus. 



Auch Russell, Hale, Pease und Ander- 

 son haben nach verschiedenen Methoden Winkel- 

 werte von Sterndurchmessern ermittelt. Fiir 

 Beteigeuze ergab sich nach Michelsons Inter- 

 ferenzmethode 0,045", wahrend Wilsing und 

 Russell aus dem Strahlungsgesetz Werte zwi- 

 schen 0,032" und 0,040" fanden. Dabei ist 

 Beteigeuze von den bisher in dieser Richtung be- 

 handelten Sternen noch der scheinbar grofite, 

 denn Wilsing und Russell fanden z. B. fur 

 Sirius 0,004" bis 0,007" 

 Vega 0,003 bis 0,004. 



Aldebaran 0,024 bis 0,034 

 Arktur 0,019 bis 0,031. 

 Die bekanntlich zuerst von E 1 s t e r und 

 Geitel in die beobachtende Astronomic einge- 

 fiihrte lichtelektrische Zelle ist in den letzten 

 Jahren zu einem auBerordentlich feinfiihligen MeB- 

 instrument ausgestaltet worden. Auf dem Pots- 

 damer Astronomentag gab Rosenberg an, dafi 

 bei der Bestimmung einer Sternhelligkeit mit der 

 Photozelle eine Genauigkeit bis auf ein Zehn- 

 tausendstel einer Grofienklasse keine unerreich- 

 bare Grenze mehr ist. Ferner berichtete Bott- 

 linger iiber die in Babelsberg vorgenommenen 

 Farbcnindexbestimmungen mit der 

 lichtelektrischen Zelle. Der ,,Farben- 

 index" wurde dadurch ermittelt, dafi eine Hellig- 

 keitsmessung mit Blaufilter verglichen wurde mit 

 einer solchen bei vorgeschaltetem Gelbfilter. 

 Natiirlich erscheint ein gelber Stern bei letzterem 

 Filter heller, ein blauer bei ersterem. Beobachtet 

 wurden die Sterne bis zur 5. Grbfie und es ergab 



sich fur die Pickeringschen Spektralklassen F 

 bis M, dafi die Zwergsterne erheblich weifier sind 

 als die Riesen und dafi bei den letzteren erheb- 

 liche Verschiedenheiten im Farbenindex vorkom- 

 men, wahrend die Zwerge mehr ubereinstimmende 

 Farbenindizes aufweisen. Bei den Sternen der 

 Klasse Ma ist die Rotfarbung am starksten, die 

 spateren Typen sind wieder weiBer. 



Eine Beziehung zwischen der absoluten Grofie 

 der Sterne und ihrer raumlichen Geschwindigkeit 

 haben Adams, Stromberg und Joy aufge- 

 deckt (Astrophys. Journal, Juli 1921). Der be- 

 treffenden Untersuchung wurden 1350 Sterne, 

 meist von den Pickeringschen Spektraltypen 

 F, G, K und M zugrunde gelegt. Tragt man die 

 raumlichen Geschwindigkeiten als Funktion der 

 absoluten GroBen graphisch auf, so ergibt sich 

 nahezu eine schrag aufsteigende , gerade Linie, 

 die fur die Grofie 3 bei etwa 20 km/sec be- 

 ginnt und bei GroBe 10 ungefahr 65 km/sec er- 

 reicht, so dafi einer absoluten Helligkeitsabnahme 

 von einer GroBenklasse eine Geschwindigkeits- 

 zunahme von rund 3 km entspricht. Unter alien 

 Fixsternen sondern sich die Riesensterne als eine 

 Klasse fur sich ab, da sie verhaltnismaBig frei 

 von starken individuellen Bewegungen sind. 



Eine statistische Untersuchung iiber die Mas- 

 sen der Fixsterne verdanken wir v. Zeipel 

 (Upsala). Er fand, daB in den Sternhaufen die 

 schwereren Sterne hauptsachlich nahe der Mitte 

 zu finden sind, wahrend die leichteren weiter zer- 

 streut sind, wie es dem sog. Verteilungsgesetz 

 von Maxwell, das fiir aus Molekeln aufgebaute 

 Gasmengen ausgesprochen wurde, entspricht. Die 

 gelben Riesensterne sind nach v. Zeipel etwa 

 sechsmal, die weifien dagegen nur dreimal so 

 schwer wie unsere Sonne. 



Als eine untere Grenze fiir die Entfernung 

 der Mile hstraBensterne glaubt See 300000 

 Lichtjahre angeben zu konnen. 



Auf dem Gebiet der veranderlichen 

 Sterne stellt das Erscheinen der ersten zwei 

 Bande der ,,Geschichte und Literatur der ver- 

 anderlichen Sterne", die im Auftrage der astro- 

 nomischen Gesellschaft von Miiller und Hart- 

 w i g herausgegeben wird , einen wichtigen Fort- 

 schritt dar. Erst durch diese zusammenfassende 

 Arbeit ist das bis dahin in zum Teil schwer er- 

 haklichen wissenschaftlichen Schriften verstreute 

 Material der bisher vorliegenden Beobachtungen 

 so iibersichtlich vereinigt, daB sich Untersuchun- 

 gen iiber einzelne Klassen dieser interessanten 

 Gestirne ohne allzu grofie Schwierigkeiten aus- 

 fiihren lassen. Den Anfang mit dieser Ausnutzung 

 des Werkes hat Ludendorff gemacht, dessen 

 in den Astronom. Nachrichten veroffentlichten 

 Arbeiten wir nachstehend einige Ergebnisse ent- 

 nehmen. Zunachst wurde von Ludendorff die 

 Frage behandelt, ob zwischen den 6 Cephei- 

 Sternen und den Mira-Sternen eine scharfe Grenze 

 besteht. Diese Frage lafit sich zwar vorlaufig 

 noch nicht entscheiden, aber soviel konnte doch 



