Einleitung. 



Das Emissionsvermögen des schwarzen Körpers ist nach Kirchhoff 

 eine Funktion der Wellenlänge und der Temperatur. Nachdem es im 

 letzten Jahrzehnt dem Zusammenarbeiten der theoretischen und praktischen 

 Physiker gelungen ist, die mathematische Form dieser sogenaiinten „Kirch- 

 hoffschen Funktion" zu finden, ist uns damit die Möglichkeit geboten, durch 

 spektralphotometrische Messungen an Gestirnen und Vergleichung mit 

 Messungen am schwarzen Körper zu einer Kenntnis der auf den Sternen 

 herrschenden Temperaturen zu gelangen, die aber im allgemeinen als 

 „effektive" bezeichnet zu werden pflegen, da a priori nicht angenommen 

 werden kann, dafs die Strahlung der Sterne derjenigen des schwarzen 

 Körpers gleicher Temperatur entspricht. Eine gewisse Erschwerung bildet 

 bei derartigen Untersuchungen die Absorption des Lichtes in unserer Erd- 

 atmosphäre, von welcher die im Sternspektrum gemessenen Intensitäten be- 

 freit werden müssen, um mit den irdischen Messungen verglichen werden 

 zu können, eine Reduktion, die sich bei unserer ungenauen Kenntnis der 

 Transmissionskoeffizienten der Atmosphäre für Strahlen verschiedener Wellen- 

 länge nicht mit der wünschenswerten Schärfe ausführen läfst. 



Diese Schwierigkeit wird umgangen, so lange man sich auf die 

 streng difi'erentielle Messung auTserirdischer Objekte beschränkt. Dehnt 

 man die spektralphotometrischen Messungen auch auf die Sonne aus, so 

 wird man unter Zugrundelegung einer plausibelen Sonnentemperatur eben- 

 falls zu einer Bestimmung genäherter effektiver Sterntemperaturen gelangen 

 können. In jedem Falle erhält man aber — auch ohne Hinzuziehung der 

 Sonne — eine Art von Temperaturskala, in die sich die Sterne nach 

 steigenden oder fallenden Temperaturen einordnen lassen; man hat damit 

 das Material für eine Untersuchung des Zusammenhanges zwischen der 

 Spektralklasse eines Sternes und seinem Glühzustande, beziehungsweise 

 dem Stadium seiner Entwicklun":. 



