[J:5] Photographische Untersuchung der Intensitätsverteilnng in Sternspektren. 109 



Wir wollen die i^j zwischen 400 und 500 //,« für alle Temperaturen 

 jetzt auf die Sonnentemperatur 4950° als Nullpunkt beziehen, indem wir 

 alle Fj^ um 1.33 Gröfsenklassen vermindern. Die höheren Temperaturen 

 erhalten dabei negative, die tieferen positive Farbtönungen. Die vorstehende 

 kleine Tabelle enthält die Zusammenstellung der so berechneten Farb- 

 tönungen für eine Reihe verschiedener Temperaturen zwischen 2000 ° und oo. 



Andererseits sind aber in Tabelle VIII für die Sonne und alle ge- 

 messenen Sterne die charakteristischen Winkel der Temperaturskala zu- 

 sammengestellt und daraus die entsprechenden Farbtönungen zwischen 

 ;. = 400 ,tf.« und 500 ,«,« gegen den IL Maury- Typus gebildet. Wenn wir 

 die dort abgeleiteten Werte ebenfalls um die Farbtönung der Sonne korri- 

 gieren, d. h. auch in diesem System die der Sonne entsprechende Farbtönung 

 zum Ausgangspunkt wählen, dann läfst sich für jeden Stern innerhalb des 

 Gültigkeitsbereiches der Planckschen Formel durch Interpolation 

 der ihm zukommenden Farbtönung in die nach dieser Gleichung berechneten 

 Werte die zugehörige effektive Temperatur bestimmen. 



Die auf diese Weise abgeleiteten effektiven Sterntemperaturen T, resp. 



die Werte - , wo c = 14350 gesetzt ist, finden sich in Tabelle IX nach sinkenden 



Temperaturen zusammengestellt. Die einzelnen Spalten enthalten dort der 

 Reihe nach: 1. die laufende Nummer des Beobachtungsprogramms; 2. die 

 Bezeichnung des Objektes; 3. und 4. den Spektraltypus nach Maury und 

 Vogel II; 5. die Farbtönung bezogen auf die Sonne; 6. und 7. die Werte 



- und T nach meinen Beobachtungen; 8. und 9. die von den Herren 

 Scheiner und Wilsing^) abgeleiteten Werte für ^ und T (wobei zu be- 

 achten ist, dafs für ihre Rechnung c = 14600 angenommen wurde; 10. Be- 

 merkungen, die mir für die Charakterisierung des betreffenden Sternes von 

 Wichtigkeit schienen. 



Es ist bemerkenswert, dafs die der Grenztemperatur t ^ oo ent- 

 sprechende Farbtönung von keinem einzigen Sterne überschritten wird. 

 Wenn diese Tatsache auch kein Beweis dafür ist, dafs die Intensitätsver- 

 teilung in den Sternspektren eine derartige ist, wie sie die Planck sehe 

 Gleichung für schwarze Strahler verlangt, so können wir doch behaupten, 

 dafs unser Material auch keine Veranlassung gibt, diese Formel für die 

 Berechnung von effektiven Sterntemperaturen zu verwerfen. 



Die Genauigkeit der Vergleichung zwischen Intensitätskurve des 

 Sternes und Temperaturkurve betrug, im Positionswinkel gemessen, etwa 



1) 1. c. p. 63—6.5. 



