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Heft 44. | 
3. 11. 1916, 
yon Diphtheriebazillen durch Einspritzung in. Meer- 
schweinchen in solche Formen umzuwandeln, die sich 
von Pseudodiphtheriebazillen nicht unterscheiden 
lassen. Dieser Übergang erfolgte erst allmählich, oft 
waren mehrere Meerschweinchenpassagen notwendig, 
und es verdient hervorgehoben zu werden, daß sich 
neben solchen Variationen, die aller typischen Diphthe- 
- riemerkmale entkleidet waren, auch andere vorfanden, 
denen bloß das eine oder das andere fehlte, die Extreme 
waren also mit anderen Worten durch zahlreiche 
Zwischenstufen verknüpft. Die Veränderungen waren 
; zum Teil reversibel, zum Teil aber dauernd. So 
konnte ein Stamm, der einmal seine Pathogenität ver- 
loren hatte, nie mehr in den virulenten Zustand zu- 
tiickversetzt werden. Diese Befunde machen es wahr- 
scheinlich, daß tatsächlich die bei Rekonvaleszenten 
auftretenden Pseudodiphtheriebazillen Abkömmlinge 
von echten Diphtherieerregern sind, und daß beide 
Formen systematisch zusammengehören. 
P. Stark, Leipzig. 









































Astronomische Mitteilungen. 
A spektroskopie method of determing stellar paral- 
laxes und Application of a spektroskopic method 
of determing stellar distances to stars of measured 
parallax, von Walther S. Adams. Communications 
to the National Academy of Sciences Nr. 24, 25. 
Das in der Stellarastronomie so außerordentlich 
wichtige Parallaxenproblem und noch manche andere 
Frage astronomischer und physikalischer Natur können 
durch die Ergebnisse dieser Untersuchungen von Adams 
auf dem Mount Wilson Solar Observatory eine neue 
Belebung erhoffen. Ihr wesentlicher Inhalt ist fol- 
gender: 
Es ist schon seit langem bekannt, daß Sterne glei- 
chen Spektralcharakters von sehr verschiedener Absolut- 
helligkeit sein können. Ein typischer Fall sind a Tauri 
und 61 Cygni. Die scheinbare Helligkeit des ersten 
ist 1,™1, die des zweiten 5,"6, die Parallaxe des ersten 
beträgt aber nur 0,07, des zweiten dagegen 0,31 
_ Würde man also a Tauri und 61 Cygni sich in die 
gleiche Entfernung versetzt denken, die einem Werte 
der Parallaxe von 0,71 entspräche (die scheinbare 
Größe eines Sternes in dieser Einheitsdistanz nennt 
man seine absolute Größe), so wäre a Tauri von der 
_ Größe 0,”4 und 61 Cygni nur 8,70. Das heißt so- 
viel als: die Leuchtkraft von a Tauri ist ungefähr 
1100-mal so groß als die von 61 Cygni. Beide haben 
das Spektrum K;. Man wird vermuten, daß a Tauri 
ein viel gewaltigerer Körper ist als 61 Cygni und 
daß infolgedessen diejenigen Linien in beider Spektren, 
welche von den physikalischen Bedingungen der Licht- 
emission stark beeinflußt werden, in beiden Spektren 
systematische Unterschiede aufweisen werden. In der 
_ Tat zeigt sich bei zwei Linien in ihrem Spektrum ein 
 soleher Unterschied besonders auffällig. Die Caleium- 
linie 4455 A ist bei 61 Cygni stark, dagegen bei a Tauri 
_ schwach ausgeprägt. Diese Linie zeigt auch in den 
Sonnenflecken ein besonderes Verhalten und wächst an 
_ Intensität mit Abnahme der Temperatur. Anderer- 
seits ist die Strontiumlinie 4216 A eine bei den hohen 
_ Temperaturen im Funkenspektrum stark ausgeprägte 
_ Linie und ist auch im Spektrum von «a Tauri kräftig, 
dagegen im Spektrum von 61 Cygni schwach ent- 
wickelt. Außer solchen Linien treten wiederum andere 
auf, die offenbar unempfindlich gegenüber den äußeren 
Bedingungen bei der Lichtemission sind, da sie bei 

| Intensitiitsunterschiede zeigen. 
Astronomische Mitteilungen. 
solchen Sternpaaren wie a Tauri und 61 Cygni keine 
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_ Adams hat darum versucht, aus dem systematischen 
Verhalten .der beiden Linien Ca 4455 und Sr 4216 
Kriterien für die absolute Helligkeit der Sterne im 
Bereiche der späten Spektralklassen von Fy bis M 
(es sind dies die Sterne mit scharf ausgeprägten Metall- 
linien bis zu denen mit Oxydbanden, d. h. die gelben 
und roten Sterne) abzuleiten... Und zwar vergleicht 
er die Intensitäten folgender drei Linienpaare: 
a) 4216 Sr mit 4250 Fe, 
b) 4455 Ca ,, 4462 Fe, Mn, 
c) 4455 Ca ,, 4495 Fe. 
Die gemessenen Unterschiede A trägt er sodann für 
eine größere Zahl von Sternen, bei denen gute Paral- 
laxenbestimmungen vorliegen, so daß ihre absoluten 
Größen berechnet werden können, als Ordinaten zu 
den absoluten Größen M als Abszissen auf und findet 
innerhalb der Spektraltypen von F bis K eine lineare 
Beziehung. Für die Linienpaare b) und c) ist schon 
für K; bis M die Beziehung keine lineare mehr. Eine 
Ausgleichung aus etwa 60 Sternen liefert die Koeffi- 
zienten der linearen Beziehungen 
M=a.A+Bß; 
und zwar wurde die Ausgleichung getrennt für fünf 
Spektralgruppen: 
Fo—I'¢, F7—G7, Gg—Ka, Ks—Ko, M 
durchgefiihrt. Mit Hilfe dieser Relationen 
Gleichung: 
und der 
M=m-+5-+5 loga, 
welche die Parallaxe ~ aus der absoluten Helligkeit as 
(in Größenklassen) und der scheinbaren Größe m zu 
berechnen gestattet, wurden sodann für weitere etwa 
60 Sterne aus den gemessenen Intensitätsunterschie- 
den A der Linienpaare die Parallaxen berechnet und 
mit den durch andere Beobachtungsmethoden gemesse- 
nen verglichen. Die Übereinstimmung ist bis auf einige 
noch nicht aufgekliirte Fälle eine überraschend gute. 
Es seien nur. einige Fälle. hier: wiedergegeben: 
Parallaxe 
Größe Sp. berechnet beobachtet 
« Can. min. . 0,5 7,13 + 0,’36 + 0,732 
10 Urs. maj. 4,1 Fe 0,11 0,09 
10 Tauri . . 4,4 I's 0,07 0,07 
x Hereulis . 4,6 Fg 0,99 0,10 
eg Hridani . . 3,3 Ky 0,27 0,31 
J Eridani. . oul Gy 0,95 0,191) 
y Cephei . 3,4 Ky 0,03 0,07 
Pi 14.h 212 5,8 Ky 0,19 0,17 
W.B. 16. h906 91 My 0,21 0,27 
Diese Methode liefert also einen einfachen Weg, 
um unmittelbar aus dem Spektrum eines Sterns seine 
Parallaxe ableiten zu können; es wäre ein ganz ge- 
waltiger Fortschritt, wenn sich diese Methode quanti- 
tativ streng begründen und auf alle Spektralklassen 
ausdehnen ließe, denn sie befreit uns von dem Zwang, 
uns eine genügend breite Basis zur Entfernungsmessung 
bei den Sternen zu schaffen, was bei den riesenhaften 
Entfernungen, um die es sich hierbei handelt, außer- 
ordentliche Schwierigkeiten bereitet. Sie macht aller- 
dings dafür den Umweg über die absolute Größe der 
Sterne und läßt vorerst noch die Frage offen, welche 
physikalische Bewandtnis es mit diesen Intensitäts- 
unterschieden bei den verschiedenen Sternen hat. 
Diese Frage ist schon an und für sich sehr wichtig und. 
die Möglichkeit, die absolute Größe der Sterne aus ihren 
Spektren zu bestimmen, auch für andere Probleme als 
das Parallaxenproblem von höchstem Interesse. 
1) einzige große Abweichung. 
