[29] Photographisclie Untersuchnng der IntensitätsverteiluDg in Sternspektren. 93 



für die verschiedenen Wellenlängen direkt in „absoluten Gröfsenklassen" aus- 

 drücken, die mit den bekannten Werten vergleichbar sein sollen. Als Null- 

 punkt der Skala könnte man natürlich jeden beliebigen Stern benutzen, imlem 

 man die Festsetzung trilTt, dafs seine Intensität für alle Wellenlängen als gleich 

 anzusehen sei, und die Differenzen der übrigen Sterne gegen diesen „Nullstern" 

 um seine, aus irgend einer der bekannten Photometrien zu entnehmende Hellig- 

 keit vermehrt. Aus praktischen Gründen wird man aber nicht irgend einen 

 willkürlichen Stern von beliebiger Farbe, d. h. Temperatur, dazu wählen, sondern 

 einen solchen, der möglichst nahe dem einen Ende der Temperaturskala liegt; 

 als Idealfall wäre dabei an einen Stern der Grenzfarbe zu denken, die nach der 

 Planckschen Formel ein vollkommener Strahler unendlich hoher Temperatur 

 annehmen müfste. Die heifsesteii Sterne, die aber überhaupt vorkommen, scheinen 

 die Orionsterne mit den Heliumlinien zu sein (Maury: Typus II), von denen in 

 unserem Programm die Sterne ö, s, C, x Orionis und a Persei enthalten sind. 



Für diese Sterne vom Maury-Typus II setzen wir also 

 fest, dafs ihre Intensität, ausgedrückt in Gröfsenklassen, für 

 alle Wellenlängen die gleiche sein soll. 



Bei der Vergleichung der optisch -photometrischen Gröfsendifferenzen 

 der „RevisedHarvard-Pliotometry" mit den von mir gefundenen Intensitäts- 

 unterschieden ergab sich im Mittel eine Übereinstimmung bei der Wellen- 

 länge ?. = 550 //,«.*) Korrigieren wir nun die für jeden der fünf Sterne 

 vom Typus II abgeleiteten Helligkeitsunterschiede gegen « Aquilae um eine 

 konstante Gröfse, die so zu bemessen ist, dafs die Intensitätsdifferenzen für 

 ;. = 550 flu gleich 0."^89 werden — der optischen Helligkeit von a Aquilae — , 

 und bilden wir für jede Wellenlänge das Mittel dieser Werte, so gibt uns 

 die Reihe der so erhaltenen Zahlen die Helligkeit von a Aquilae in 

 allen. Wellenlängen, bezogen auf einen Stern ter Gröfse vom 

 Typus II und ausgedrückt im System der Harvard-Photometry. 



Mit diesen Werten, die in der vorigen Tabelle unter der Überschrift 

 „Typus II" zusammengestellt sind, ist das ganze Beobachtungsmaterial von 

 neuem reduziert worden. Die berechneten Helligkeiten, die mit 

 den optisch gemessenen Gesamtintensitäten jetzt direkt ver- 

 gleichbar sind, habe ich ebenfalls im Anhang in extenso mit- 

 geteilt und graphisch dargestellt. Sie bilden das Hauptresultat 

 dieser Arbeit uud gleichzeitig das Material, auf das sich die Untersuchungen 

 des zweiten Teiles stützen. 



^) Vgl. hierzu: Aktinometrie der Sterne der B. D. bis zur Gröfse 7.5 in der Zone 0' bis -|- 20" 

 Deklination. Teil B (Abhandl. d.Kgl. Gesellsch. d.Wiss. zu Göttingen. Bd. VIII Nr. 4 p.33 [1912]). 



