[43] Photographisclie Untersuchung der Intensitätsverteilung in Sternspektren. 107 



längengebiet, -welches man untersucht (vgl. Groldhammer/) Abbot und 

 Fowle-) und Abbot).^' 



Ob diese Abweichungen in der Strahlung der Sonne selbst ihre 

 Erklärung finden, oder auf systematischen Fehlerquellen der Beobachtungs- 

 methoden beruhen, kann vorläufig nicht entschieden werden; doch halte ich 

 es nicht für unwahrscheinlich, dafs der mit der Wellenlänge variierende 

 Einflufs der Absorptionslinien im Sonnenspektrum die Energie- 

 verteilung im Photosphärenspektrum in einer Weise verfälscht, 

 die zur Deutung der auftretenden Unterschiede ausreicht. 



Es entsteht also die Frage, welche efl'ektive Sonnentemperatur wir 

 der weiteren Reduktion unseres Beobachtungsmaterials am zweckmäfsigsten 

 zugrunde zu legen haben. 



Da die verschiedenen Methoden abweichende Resultate liefern, so 

 dürfte es für den vorliegenden Fall am richtigsten sein, diejenige Sonnen- 

 temperatur zu adoptieren, die sich aus einer möglichst verwandten Methode, 

 also aus Energiemessungen im Sonnenspektrum ergibt, und zwar aus 

 Messungen in dem gleichen Wellenlängengebiet, für das auch meine 

 Messungen gelten, d. h. in dem Gebiet von l = 400 ///^ bis 500 ,«,«. 



Den Angaben von Herrn Abbot^) entnehme ich für die Wellenlängen 

 400 na und 500 ii(i die entsprechenden Intensitätswerte 4345, resp. 6064. 

 Die sich aus diesen Zahlen ergebende effektive Temperatur läfst sich leicht 



mit Hilfe der im Anhang mitgeteilten Tafel für lg \e''* — 1/ finden. 



Es mögen die zu den Wellenlängen 1^ und /o gehörigen Intensitäten 

 mit Zi und I^ bezeichnet werden. Dann folgt aus der Planckschen Formel 



Ji IXÄ-'" \e^-^^—l 



c 





oder, wenn man logarithmiert. 



c \ / c 



'^ (i ) + ^ '^ &) ^ 1^1^'^'- 1^ - 1^^ V'-^'-^}- 



Die linke Seite dieser Gleichung wird mit Hilfe der bekannten 

 Gröfsen /-i m, I^ I^ ausgewertet; dann werden für die Wellenlängen /i und z. 



1) Annalen der Physik (4). Bd. 25, p. 905 — 920 (1908). 



2) Astrophysical Journal. Vol. XXIX. 4. (Mai 1909). 



3) Astrophysical Journal. Vol. XXXIV. 3. (Oktober 1911). 

 J) 1. c. p. 208. 



14* 



