[49] Photographische Untersuchung der Intensitätsverteilimg in Sternspektren. 113 



Eine Bestimmung- effektiver Sterntemperaturen läfst sich auch aus 

 Verg'leicliuno- der photographischen Sternhelligkeiten der Göttinger Aktino- 

 metrie mit den optisch gemessenen Helligkeiten der Sterne ableiten; Herr 

 Schwarzschild hat das getan sowohl für die Vergleichung mit der 

 „Potsdamer Durchmusterung" als auch für die Vergleichungen im „Harvard- 

 System", indem er aus der Abb ot sehen Energiekurve des Sonnenspektrums 

 die Sonnentemperatur für das betrachtete Spektralgebiet zu 5900° ableitete. 

 Für die Vergleichung mit den Potsdamer Helligkeiten ergeben sich damit 

 für die heifsesten Sterne Temperaturen, die der ünendlichkeitsgrenze nahe 

 kommen, die tiefsten Temperaturen liegen zwischen den von Wilsing und 

 Seh ein er gegebenen Zahlen und den meinigen; nach Vergleichung mit 

 den Harvarder Messungen liegen die höchsten effektiven Sterntemperatyren 

 etwa bei 15000°, die niedersten etwa bei 2700°. Herr Schwarzschild 

 hat die für die optischen Messungen vrirksame Wellenlänge zu 570 fi^i an- 

 genommen. Xun unterscheidet sich aber gerade diese Gröfse für die beiden 

 photometrischen Systeme erheblich; für die Potsdamer Messungen ist die 

 effektive "Wellenlänge noch nicht scharf bestimmt, doch scheint sie in der 

 Xähe von 590 //,« zu liegen (vgl. S. [24] dieser Arbeit); für das Harvard- 

 system hat sich aus meinen Messungen ergeben (vgl. S. [29]), dafs wahr- 

 scheinlich die effektive Wellenlänge bei 550 ,«,« anzunehmen sein wird, 

 wodurch die Temperaturen in die Höhe schnellen würden. 



Es scheint sich also das Vorkommen der sehr hohen Temperaturen 

 für die heifsesten Sterne zu bestätigen. Dabei ist aber zu bedenken, dafs 

 die von Wilsing und Seh ein er, und auch von Nordmann abgeleitete 

 Sonnentemperatur wesentlich niedriger ist als diejenige, die sich aus den 

 Abbotschen Zahlen für das optisch wirksame Spektralgebiet ergeben würde. 

 (Für das von Wilsing und Scheiner benutzte Gebiet zwischen 448,«,« und 

 638 ,«,« liefern die Abbotschen Werte rund 6500°.) Legt man diese Tem- 

 peratur zugrunde, an Stelle der Temperatur des schwarzen Strahlers, so 

 erreichen auch die höchsten Temperaturen von Wilsing und Scheiner 

 Beträge, die sich in der Nähe der Unendlichkeitsgrenze bewegen. 



Es läfst sich im Augenblick nicht entscheiden, welcher von den 

 Werten zu bevorzugen sein wird. Jedenfalls scheint aus dem Ver- 

 gleich der hier mitgeteilten Zahlen mit Sicherheit hervor- 

 zugehen, dafs alle Messungen für die heifsesten Sterne 

 Temperaturen liefern, die sich der Unendlichkeitsgrenze 

 nähern, sobald wir diejenige Sonnentemperatur zugrunde 

 legen, die sich aus der Abbotschen Energiekurve für jedes 

 Wellenlängengebiet ableiten läfst. Eine einheitliche 



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