UEBER DIE PHYSIKALISCHE DEUTUNG DER STERNGRÖSSE. 151 



Jetzt kann man statt (2) die physikalisch ganz streng deut- 

 bare Gleichung aufstellen: 



m 2 — m x = — 12,5 log ^J-, (16) 



welche so ausgesprochen werden kann: Wenn die absolute Tem- 

 peratur eines punktförmigen , absolut schwarzen Körpers innerhalb 

 der die Sichtbarkeit ermöglichenden Temperaturgrenzen um 20 % 

 erhöht wird, so wächst die den Glanz ausdrückende Grössenklasse 

 annähernd unabhängig von der Farbe des Mischlichtes um eine Einheit. 



Kann der Stern nicht als absolut schwarz betrachtet werden, 

 so kommt neben der Temperatur natürlich auch der Druck in 

 Rechnung, und die Lösung der Frage wird für jeden einzelnen 

 Stern verschieden. In diesem Falle bilden die in (14) gegebenen 

 Temperaturen nur die untere Grenze an, insofern als — falls 

 zwei Körper dieselbe Wellenlänge der Maximalintensität besitzen 

 — stets der nicht schwarze Körper von höherer Temperatur ist. 

 Man kann also sagen, class die Temperatur derjenigen Schichte, 

 welche den Haupttheil des Spectrums der Fixsterne liefert, für 

 den L, IL und III. Typus höher ist, als bez. 6400°, 5430° 

 und 4800°. 



Wollte man die Sterngrösse nicht durch die visuelle, sondern 

 die Totalintensität definieren, so wäre laut (4) F((i) = 1 zu setzen, 

 wonach (6) und (7) vereint geben 



m 2 — m x = — 10 log pp. (17) 



Die Auflösung dieser Gleichung für m 2 — m 1 = 1 ist 



|^ = 1,259, (18) 



also ein von (15) nicht sehr verschiedener Werth. Die (wie 

 man sie nennen könnte) energetische Sterngrösse unterscheidet 

 sich also wenig von der visuellen. 



Vollkommenheit halber möge noch der Versuch gemacht 

 werden, die inzwischen aufgetauchte Frage nach den Temperatur- 

 grenzen der Sichtbarkeit der Strahlung eines absolut schwarzen 

 Körpers zu beantworten. 



Schliesst man Luminiscenzerscheinungen aus, so beginnt der 

 Glühzustand eines jeden Körpers sichtbar zu werden, wenn die 



