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wegs ganz im Klaren. Eine deutliche Vorstellung haben wir heute 
über den inneren Aufbau der Kristalle. Ich muß mich mit der 
Bemerkung begnügen, daß bei diesen Bildungen elektrische An- 
ziehungen und gewisse noch unerklärte abstoßende Nahkräfte 
wirksam sind. Hier ist noch viel Arbeit zu leisten. 
Wir haben gesehen, wie wir uns im Urnebel aus Wasserstoff- 
und Heliumatomen die Bildung von anderen Atomen denken können. 
Der nächste Schritt wäre dann die Bildung von einzelnen Molekülen, 
die sich durch Kohäsionskräfte zu kleinen Nebelteilchen zusammen- 
fügen. Hat sich dann an einer Stelle eine Ansammlung gebildet, so 
werden durch die Gravitation immer mehr Atome, Kerne und Elek- 
tronen aus der Ferne herangeholt und in dem Nebel bildet sich 
nach und nach eine riesige Gaskugel. Durch das Zusammen- 
stürzen der Teilchen, die Vereinigung von Kernen und Elektronen, 
erhöht sich die Temperatur. Und schließlich erscheint uns, sobald 
bei 34000 ° Oberflächentemperatur die Sichtbarkeitsgrenze erreicht 
ist, ein von einer Wolke zuströmendes Teilchen umgebener, in 
rotem Lichte leuchtender Riesenball. Durch weitere Verdichtung 
steigt die Temperatur und das ursprüngliche Spektrum verändert 
sich. Wir sehen gelbe, dann weiße Riesensterne von Ober- 
flächentemperaturen bis zu 20,000 °. Ist dieses Stadium erreicht, so 
beginnt die Ausstrahlung zu überwiegen. Die Temperatur nimmt ab, 
das Spektrum läuft wieder rückwärts durch alle Phasen, während 
die Kugel immer kleiner und dichter wird und schließlich ist nach 
.Billionen von Jahren wieder das rote Spektrum erreicht, das aber 
jetzt von einem eben noch sichtbaren Zwergstern ausgestrahlt 
wird. 
Die Größenverhältnisse bei der Verwandlung vom Riesen- zum 
Zwergstern zeigt die Tafel III. 
Dies ist die normale Lebensgeschichte von etwa 90 aller 
Sterne. Beobachten lassen sich diese Veränderungen natürlich nicht, 
wohl aber haben wir gute Gründe für diese Entwicklungsgeschichte. 
Wir können die Sterne je nach ihren Spektren in eine Reihe ord- 
nen, die man der Übersicht wegen in 10 Klassen geteilt hat. 99% der 
untersuchten 220,000 Sterne fallen in die mittleren Klassen M, K, 
G, F, A, B. Andererseits kann man eine Klassifizierung nach der 
Größe vornehmen. Um die Durchmesser der Sterne vergleichen zu 
können, muß man berechnen, wie groß sie bei gleichem Abstand 
von der Erde erscheinen würden. Man wählt dazu zweckmäßig eine 
Entfernung, bei der die Parallaxe eine Bogensekunde beträgt, dies 
