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Sonnen temperatur zur Reduktion von Messungen zu be- 

 nutzen, die sich auf verschiedene Spektral gebiete beziehen, 

 scheint nicht gestattet zu sein. 



Durch die Annahme einer anderen Sonnentemperatur wird aber der 

 Unterschied in der Gröi'se des Skalenwertes zwischen den Potsdamer 

 Messungen und meinen eigenen nicht erklärt. Doch lassen sich hier auch 

 audere Ursachen als reine Strahlungsunterschiede denken, welche die In- 

 tensitätskurven der Sterne bei fortschreitender Abkühlung nur drehen, ohne 

 dafs der geradlinige Charakter verloren geht. Wir wissen, daXs beim Über- 

 gang von höheren Spektralklassen auf die tieferen eine Reihe von neuen 

 Absorptionslinien aufzutreten pflegt, deren Zahl in der Regel mit ab- 

 nehmender Wellenlänge wächst. Bei einer bestimmten Gesetzmäfsigkeit in 

 dieser Zunahme kann es nicht als ausgeschlossen bezeichnet werden, dafs 

 die hierdurch in dem extrafokalen Sternspektrum hervorgerufenen Absorptions- 

 erscheinungen einen Gang von der Form — ^ — - befolgen. Eine derartige 



Fehlerquelle würde sowohl in unsere Messungen voll eingehen und sich 

 in einer Dehnung der ganzen Helligkeitsskala äufsern, als auch alle anderen 

 Ergebnisse, die nicht auf sorgfältigster Auswahl ganz linien- 

 freier Spektralbezirke beruhen, im gleichen Sinne verfälschen können 

 — so die Ergebnisse aus der Vergleichung zwischen optischen und photo- 

 graphischen Gesamthelligkeiten, so die mit dem Photometre heterochrome 

 angestellten Beobachtungen, bei dem die spektrale Auswahl durch selektiv 

 absorbierende Medien erfolgt. 



Aus dem bis jetzt vorliegenden Material läfst sich nicht entscheiden, 

 ob die Fehlerquelle, welche die eine oder die andere Reihe entstellen mufs, 

 den Qöttinger oder den Potsdamer Resultaten zur Last fällt. Bevor be- 

 sondere Untersuchungen darüber Klarheit geschafft haben, schweben beide 

 Skalen — und damit die absoluten Beträge der effektiven Temperaturen — 

 in der Luft, und als wichtigstes Resultat beider Arbeiten bleibt die Ein- 

 reihung der gemessenen Sterne in eine Serie, die einen Vergleich zwisclien 

 den qualitativen spektralen Eigenschaften und dem Entwicklungsstadium 

 der Sterne zu ziehen gestattet. 



Um diese Beziehungen eingehend prüfen zu können, habe ich in den 



Tabellen X und XI alle von mir berechneten Werte ^ mit den zugehörigen 



Spektralklassen nach Mifs Maury und nach Herrn Vogel zusammengestellt, 

 und innerhalb der einzelnen Klassen nach steigenden Werten geordnet. Das 

 arithmetische Mittel für jede Klasse ist am Fufs der einzelnen Kolumnen 



