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W. Gyllenberg 



photograpliischen Lichtkurve (Tabelle 2). Die Intensitätsverteilungen sind in Figur 3 

 graphisch dargestellt. Die Abscissen sind ^/\. Die Beobachtungen sind durch eine 

 glatte Kurve mit einander verbunden. 



IV. 



Wir wollen nun untersuchen, inwiefern die Helligkeitsdifferenzen der Tabelle 6 

 mit der Theorie übereinstimmt. Die Strahlung der Ijeobachteten Lichtquelle, die 

 eine Funktion der Wellenlänge und der Temperatur ist, sei durch das Gesetz von 

 Wien ausgedrückt. 



Die Formel, die für die schwarze Strahlung gültig ist, wollen wir hier an- 

 wenden und bemerken, dass die Formel statt der schwarzen Strahlung die so- 

 genannte effektive Strahlung des Gestirnes ausdrückt. Die Partikular-Strahlung 

 drückt also die effektive Strahlung des Gestirnes aus bei der Wellenlänge X, und 

 die konstante C ist proportional mit der effektiven Gesamtstrahlung. 



Werden die Strahluugsparameter des Sternes b mit dem Index b bezeichnet 

 so bekommen wir: 



und gleichfalls für S Sagittae 



In der letzten Formel verändert sich und mit der Phase. 

 Nach bekannten Relationen haben wir 



(3) h = Ce-^''\ = 



wo M die Sterngrösse bedeutet. AVerden die Formeln (2) und (2*) logaritmiert und 

 gleichzeitig der Ausdruck (3) berücksichtigt, so bekommen wir nach Subtraktion 



(4) (-M«)X - (MX -^+^)\t-T-)^ 

 wo 



c .1 



Die Quantität U ist gleich wie von der Phase abhängig. Wenn in (4) - 



lg 



als Argument benutzt wird, bekommt man die bekannte lineare Relation zwischen 

 den Grössendiffereuzen zweier Sterne und der Differenz der reziproken Werte ihrer 

 Temperaturen. 



