[41] Photographische Untersuchung der Intensitätsverteilung in Sternspektren. lOo 



der Temperaturen im wesentlichen auf die Intensitätsmessungen 

 zwischen den Wellenlängen 400 /<,« und bOO fifi angewiesen, für 

 welches Intervall die Vorbedingungen für die Anwendbarkeit 

 der Planckschen Formel erfüllt scheinen. 



Der Winkel, den die Horizontale mit der die Beobachtungen zwischen 

 X = 400 f/}i und 500 ,«// darstellenden Geraden einschliefst, gibt bei Benutzung 

 der Planckschen Gleichung ein Mafs für die Temperaturunterschiede der 

 Gestirne ab. 



Zunächst sind nun alle Sterne nach einer „Temperaturskala" ge- 

 ordnet worden, ohne dafs die effektiven Temperaturen selbst bestimmt 

 worden wären; es geschah dies durch möglichst genaue Messung des 

 genannten Winkels. Zeigten die Beobachtungen für einen Stern ein An- 

 steigen der Geraden über die Horizontale im Sinne der abnehmenden Wellen- 

 längen, d. h. war der Stern heifser wie die Sterne der durch die Horizontale 

 repräsentierten IL Maurysclien Spektralklasse, so wurden die Winkel negativ 

 gezählt. Diese Messungen haben dreimal unabhängig voneinander statt- 

 gefunden; die Unsicherheit der einzelnen Messung im Winkelmafs aus- 

 gedrückt, dürfte etwa 2.''5 betragen. Als Resultat ergibt sich das folgende 

 kleine Täfelchen (S. [42]), in dem die Sterne nach steigender Winkelgröfse, 

 also nach sinkenden Temperaturen angeordnet sind. 



Aufser dem Winkel wird darin auch das sich ergebende „Intensitäts- 

 gefälle" von ;. = 500 ftfi bis ?. =^ 400 fifi in Gröfsenklassen mitgeteilt, wobei 

 der Horizontalen (Maurytypus II) der Wert 0"'^ entspricht. Diese Gröfsen, 

 die eine Art „Farbtönung" der betreffenden Sterne darstellen, bilden 

 das Material zu einem direkten Vergleich der beobachteten Intensitäts- 

 unterschiede mit der Planckschen Strahlungsformel. 



Es soll nun versucht werden, im Anschlufs an diese Temperatur- 

 Serie und unter Zugrundelegung eines wahrscheinlichen Wertes für die 

 Sonnentemperatur effektive Temperaturen für die anderen Gestirne abzuleiten. 



Die effektive Temperatur der Sonne ist von einer grol'sen Reihe von 

 Beobachtern unter Anwendung verschiedener Methoden bestimmt worden. 

 Eine ausführliche Zusammenstellung und teilweise Neureduktion hat Herr 

 Scheiner ^) gegeben; die von ihm mitgeteilten Zahlen gruppieren sich um 

 einen Mittelwert von etwa 6100" abs. 



Wenn die Sonne tatsächlich strahlen würde, wie ein schwarzer 

 Körper bestimmter Temperatur, so dürfte die Methode, nach welcher ihre 



1) Scheiner, „Strahlung und Temperatur der Sonne" (1899). Ferner: Publikationen 

 d. Astrophys. Observatoriums zu Potsdam. Nr. 55 (1908). 



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