[55] Photographische Untersuchung der Intensitätsverteilung in Sternspektren. 119 



und S. — Persei mit 6 100 ° — ist als Doppelstern verdächtig. Vgl. auch 

 die Bemerkung 1. c. p. 64.] 



Die Klassen VII — IX scheinen mir keine Weiterentwick- 

 lung der ersten Gruppe zu tieferen Temperaturen darzustellen, 

 sondern eher einer koordinierten Serie anzugehören.^) Die Tem- 

 peraturen bewegen sich nach Rosenberg- zwischen den höchsten, überhaupt 

 vorkommenden Werten (c») und 10500°, nach Wilsing und Scheiner zwischen 

 11500" und 6500°, umfassen also etwa das gleiche Gebiet, wie die Helium- 

 sterne. Zwischen Klasse VII und VIII vermag ich überhaupt keinen 

 Temperaturunterschied reeller Natur festzustellen, Klasse IX deutet schon 

 leise eine geringe Abkühlung an. Von Klasse X ab besteht zwischen 

 Spektraltypus und Temperaturabnahme eine durchaus befriedigende Über- 

 einstimmung, indem im Mittel die Temperaturen für jede folgende Klasse 

 niedriger ausfallen als für die vorhergehende. Die Grenztemperaturen in 

 den einzelnen Klassen greifen teilweise allerdings stark ineinander über; 

 doch scheint mir in dieser Tatsache nichts unerwartetes zu liegen. Denn 

 der Spektraltypus ist im allgemeinen nicht als starres Gebilde aufzufassen, 

 sondern als zwischen gewissen Grenzen variable Übergangsform, deren 

 genaue Fixierung in der Nähe der Grenze unmöglich wird. 



Ist das Temperaturbereich in den einzelnen Spektralklassen ein sehr 

 ausgedehntes und das Beobachtungsmaterial ein relativ geringes, so wird 

 den Mittelwerten in den einzelnen Klassen nur eine sehr bedingte Bedeutung 

 beizumessen sein; dennoch schien es mir von Interesse, diese Mittelwerte 



der -=, als Funktion des Spektraltypus darzustellen. 



Die folgende graphische Darstellung (S. [56]) enthält als Abszissen den 



Spektraltypus nach Maury, als Ordinalen die Werte ^. Das Material bilden 



sämtliche Mittelwerte der Tabellen X und XII, nachdem die Scheiner- 

 Wilsingschen Zahlen mit Hilfe der Formel von Seite [51] auf „Rosenberg" 

 reduziert worden waren. Die Zahlen sind auf diese Weise gut vergleichbar, 

 trotzdem sie sich auf die Beobachtungen von durchaus verschiedenen 

 Sternen stützen. 



Die Kurve zeigt zunächst eine durchaus befriedigende Übereinstimmung 

 beider Reihen, die bis ins einzelne geht, so dafs damit die innere Sicherheit 

 der Messungen eine erfreuliche Bestätigung erfährt.^) Die aus den Einzel- 



1) Vgl. A. Pannekoek. The relation between the spectra and the colours of the 

 Stars. (Koninkl. Akad. van Wetenschappen te Amsterdam 1906.) 



2) Die Abweichung bei Typus III beruht auf einem einzigen in Potsdam gemessenen 

 Stern. Vgl. auch die Bemerkung bei Wilsing und Scheiner, S. 64, Stern Nr. 12. 



