Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem Gresamtgebiete der Naturwissenschaften. 



XVm. Jahrg. 



12. März 1903. 



Nr. 11. 



Friedrich Krüger: Farbige Sterne. (Mitteilung 

 der Sternwarte zu Altenburg, S.-A.) (Mitteilungen 



a. d. Osterlande, N. F., Bd. X, 1902.) 



Die Färbung der Sterne steht in naher Beziehung 

 zu ihrem Spektralcharakter und dieser ist bedingt 

 vom Entwickelungszustande der Sterne, wobei frei- 

 lich die Entwickelung einzelner Gestirne nicht immer 

 den von verschiedenen Astrophysikern aufgestellten 

 Theorieen zu entsprechen scheint. Namentlich ist die 

 blaue Färbung der kleineren Glieder vieler Doppel- 

 sternsysteme gegenüber der gelblichen Farbe der 

 Hauptsterne nicht leicht zu erklären, da für einen 

 kleineren Stern ein rascherer Verlauf des ganzen 

 Eutwickelungsganges zu erwarten ist als für einen 

 größeren. Wie dem auch sei, so steht wenigstens die 

 Tatsache fest , daß die rötlich und gelblich gefärbten 

 Sterne Spektra mit breiten Absorptionsbändern be- 

 sitzen und daß besonders die blauen und violetten 

 Spektralgebiete eine starke, oft bis zur völligen Aus- 

 löschung gehende Schwächung erleiden. Je nachdem 

 die Absorptionsbänder scharf und dunkel auf ihrer 

 dem Violett zugewandten Seite beginnen und nach 

 Rot hin verblassen oder umgekehrt, werden die 

 Spektra von H. C.Vogel zur Unterabteilung a oder b 

 seiner III. Spektralklasse gerechnet. Gebräuchlicher 

 ist ihre Bezeichnung als III. und IV. Typus nach 

 Secchi, die keine Beziehung zur Entwickelungsstufe 

 ausdrückt; sichere Beispiele für den Übergang von 

 der Klasse II (Sonnentypus) zur Klasse III b sind 

 nicht bekannt, während sich sämtliche Zwischenstufen 

 zwischen den reinen Typen II und III« durch Muster 

 von Sternspektren belegen lassen. 



Herr Krüger behält in seinen statistischen Unter- 

 suchungen über die Sternfarben und Sternspektra die 

 alte Secchische Klassifizierung bei. Eine Begrün- 

 dung für diesen Entschluß gibt er im ersten Ab- 

 schnitt der vorliegenden Schrift, indem er sowohl das 

 Vogelsche wie auch das gänzlich abweichende 

 Lockyersche Typensystem eingehend darlegt, dazu 

 aber bemerkt, daß eine starre mathematische Betrach- 

 tungsweise nicht genügt, mancherlei auffällige Unter- 

 schiede oder Regelwidrigkeiten der Sternspektra ein- 

 heitlich zu deuten. Der Satz, mit dem Herr Krüger 

 das Lockyersche System einleitet, dieser Forscher 

 habe „ein vollständiges Bild vom Entstehen und Ver- 

 gehen der Sterne entworfen", ist daher auch ent- 

 sprechend einzuschränken. LockyersGrundannahme, 

 daß die Entwickelung der Sterne mit der Verdich- 



tung von Meteorschwärmen beginne, die sich uns als 

 die Nebelflecken zeigen, entbehrt des sicheren Fun- 

 damentes. Als dieses System zuerst an die Öffent- 

 lichkeit gebracht wurde, konnte Lockyer, der immer 

 nur mit ganz rohen Werten der Wellenlängen rech- 

 nete, noch die Hauptnebellinie als eine Magnesium- 

 linie auffassen, wenngleich schon von vornherein der 

 Unterschied im Aussehen der beiden Linien Mißtrauen 

 gegen ihre Identität erregen mußte. Seitdem dieser 

 einzige Scheinbeweis (vor etwa 20 Jahren) zerstört 

 worden war durch schärfere Bestimmung der Wellen- 

 längen, Bchwebt Lockyers Behauptung, daß die 

 Nebelflecken Meteoritenschwärme seien, haltlos in der 

 Luft. Es scheint auch fast, als ob die zuerst von 

 Lockyer und später von Scheiner als eine Art 

 Thermometer für die Sternenwärme angesehene Linie 

 4481 gar nicht die Magnesiumlinie nahe gleicher 

 Wellenlänge ist, indem Crew neuestens (Rdsch. 1901, 

 XVI, 12) eine kleine Differenz der Linienpositionen 

 nachwies, und auch das Aussehen von Stern- und Me- 

 talllinie in großem Gegensatze steht 1 ). Wenn man 

 noch bedenkt, daß das Nebelspektrum das End- 

 ergebnis der Entwickelung bei den meisten neuen 

 Sternen ist, wird man wohl geneigt sein, die Auf- 

 stellung einer entwickelungstheoretischen Spektral- 

 einteilung der Zukunft zu überlassen , und sich auf 

 eine nur die Unterschiede des Aussehens kennzeich- 

 nende Anordnung der Sterntypen beschränken , wie 

 dies eben seitens des Herrn Krüger durch Annahme 

 der Secchischen Typen geschehen ist. 



Die Anzahl der bekannten farbigen Sterne ist mit 

 der Zeit immer mehr gewachsen. Es handelt sich 

 hierbei immer um gelbliche bis rötliche Töne in den 

 Sternfarben , denn blaue oder grüne isoliert stehende 

 Sterne gibt es nicht, höchsterns werden Sterne, in 

 deren Licht keine Spur von Gelb mehr wahrzunehmen 

 ist, von manchen Beobachtern als bläulich bezeichnet, 

 während sie in Wirklichkeit rein weiß sind. Im 

 Jahre 1866 hat Schjellerup einen Katalog von 280 

 „roten, isolierten Sternen" herausgegeben, dessen 

 zweite Auflage (1874) 402 solche Sterne umfaßte. 

 Dann folgten die Verzeichnisse roter Sterne von 

 J. Birmingham (1877 mit 723 Sternen) und von 

 Birmingham-Espin (1888 mit 1472 Sternen). Im 

 Jahre 1893 veröffentlichte Herr Krüger einen Kata- 



') Vergl. eine Abhandlung der Herren Hartmann 

 und Eberhard in Potsdam, welche demnächst hier refe- 

 riert werden wird. 



