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Verfahren, die Temperaturen der Fixsterne mit ein- 
fachen Mitteln zu bestimmen, wobei die Genauigkeit 
etwa die gleiche ist, wie bei den bekannten Bestim- 
mungen von Scheiner und | Wilsing am Potsdamer 
80-em-Refraktor, der Arbeitsaufwand aber nur der 
dritte Teil, das Instrument ein 4-Zöller. Pionier- 
arbeit ist sie insofern, als neben den erforderlichen 
Laboratoriumsbestimmungen und Vorversuchen sowie 
theoretischen Entwicklungen das endgültige Verfahren 
nur auf 43 Sterne bis zur 4. Größe an etwa 15 Beob- 
achtungsabenden angewandt wird. — Der Inhalt der 
Arbeit ist in der Hauptsache folgender: 
Die gewöhnliche astronomische Spektralphotometrie 
vergleicht die Intensitätsverhältnisse zwischen der 
Strahlung eines Sterns und einer elektrischen Glüh- 
lampe für _verschiedene Wellenlängen. Die Photo- 
meterlampe wird wieder entsprechend‘ mit der Strah- 
lung eines künstlichen sogenannten „schwarzen Kör- 
pers“ verglichen. Die Plancksche Strahlungsgleichung 
liefert dann die „effektive“ Temperatur der Oberfliche 
des Sterns. Das spektrale Auseinanderziehen des 
Sternenlichtes hierbei bedingt, daß mit dem 80-cm- 
Refraktor ‘nur hellere Objekte beobachtet werden 
konnten. Die effektiven Temperaturen lagen hierbei 
zwischen 20 000° und 2000° C. Weiter zeigte sich, daß 
die Farbenskalen für die Sterne, die von rein weiß 
bis tief rot gehen, sich eng an die Temperaturskalen 
anschließen. Um nun mit kleineren Fernrohren eben- 
soweit oder noch weiter zu kommen, wäre es theore- 
tisch am einfachsten, praktisch aber unerreichbar, 
einem -terrestrischen Strahler derart hohe Temperatur 
in meßbarer Form zu erteilen, bis seine Farbe, d.h. der 
physiologische Gesamteindruck aller  Spektralfarben, 
die gleiche ist, wie die des zu beobachtenden‘ Sternes. 
Wilsing geht nun ‚den umgekehrten Weg. Er ver- 
ändert in mießbarer Weise die Strahlung der Sterne, 
schwächt die violetten, blauen usw. Teile des Spek- 
trums mehr als Gelb und Rot, so daß die Farbe des 
Sterns nun mit der einer gewöhnlichen Glühlampe 
verglichen werden kann, und erhält so die effektive 
Temperatur der Sterne. — Zwei Wege standen ihm 
hierfür offen. Einmal die selektive Reflexion von 
Goldspiegeln, die nach den Untersuchungen von Hagen 
und Rubens erwarten ließ, daß durch mehrfache Re- 
flexion die „Temperatur“ der Sterne von 25 000° auf. 
2500° herabgtasetzt werden konnte, was auch einige 
Versuche mit- Sirius und Rigel - bestätigten. Doch 
wurde auf diese Methode nicht weiter eingesangen. 
Der andere Weg, die selektive Absorption. farbiger 
Gläser, führte völlig zum Ziele. Nach verschiedenen 
Voruntersuchungen wurde schließlich in folgender Art 
beobachtet. An einen provisorisch aufgestellten 4-zöl- 
ligen Kometensucher wurde ein Zöllnersches Photo- 
meter gesetzt, auf dessen Okular noch ein Auslösch- 
Keilphotometer kam. Letzteres enthielt aber statt des 
Rauchglaskeils einen Keil aus rotem Jenaer Glas, 
dessen dünnes Ende die Farbe der Sterne nur unmerk- 
lich änderte, während durch die dieken Partien ge- 
sehen die Farbe auch der weißesten Sterne gleich der 
des künstlichen Photometersterns gemacht werden 
konnte. Die Reduktionskonstanten dieses farbigen Keils 
wurden mit einem gewöhnlichen Spektralphotometer 
für 10 Stellen des optischen Spektrums ermittelt, wo- 
durch die einer bestimmten Keilstellung entsprechende 

Astronomische Mitteiluı ER 







































Reduktion der effektiven Temperatur sich erga! 
Beobachtung eines Sterns bestand dann da 
durch den "Intensitätskreis des Zöllnerschen 
pe bekannt, ferner aber auch noch die selekti 
Absorptionen des Stern- und Photometerlichtes 
Durchgang durch Objektiv, Nikols usw., so könn 
nun ‚die Helligkeiten und Temperaturen der . Sterne 
mitteln. Statt der hierfür nötigen schwierigen So: 
untersuchungen, die zur Überwachung des Instr 
ständig hätten fortgeführt werden müssen, wu 
Nullpunkt der Temperaturskala so gewählt, daß 
4 bestimmte Sterne mittleren ‚Spektraltypus 
früheren spektralphotometrischen Ergebnisse 
menfiel. Entsprechend wurden die Helligk 
den Generalkatalog der Potsdamer ee 
Durchmusterung angeschlossen. 
Die Diskussion zeigt dann, daß ‚die kolorimenk 
Temperaturen gut mit ‚den spektralen _ harmo 
desgl. die Helligkeiten mit den photometrisch 
gebnissen. Ich übergehe der Kiirze wegen die 
Asbeit weiter folgenden Untersuchungen über 
Farbenemplindlichkeit des normalen Auges, die se 
tive Absorption in der Atmosphäre, die Bezieht 
zwischen kolorimetrisch und spektral erhaltene 
peratur einerseits, optischen, -photographische 
photoelektrischen Größen und Farbenindices . 
seits und komme noch zu Wilsings Bestimmung d. 
sterndurchmesser. Bei bekannter Helligkeit‘ und 
fernung eines Sternes ist auch seine Leuchtkes 
stimmt, d. h. wieviel mal sein Gesamtlicht hell 
schwächer als das der Sonne ist. Andererseits g 
das Verhältnis von effektiver Temperatur d 
zu der der Sonne durch die Plancksche G 
das Verhältnis ihrer Oberflächenintensitäten; 
zusammen, mit der Leuchtkraft also schließli 
Durchmesser des Sternes, bezogen auf den der 
Wilsing führt diese Rechnung far 104 Sterne at 
Ordnung des Materials nach der Temperatur bz 
dem Spektraltypus zeigt sich, daß die heiBeste: 
(B-, A-Typus) etwa den doppelten bis 10-fachen 
nendurchmesser haben, daß dieser dann abe: 
stark zunimmt, je kälter der Spektraltypus wi 
zum über 100-fachen der Sonnet), Es steht dies 
im Widerspruch mit den, heutigen Ansichten voı 
und Zwergen unter den Fixsternen, da Wilsi 
den späten Spektraltypen nur bekannte a 
messen hat. é E 
Hoffentlich findet diese Pioniere 
Deutschland bald Nachfolger, da auch manche ı 
Sternwarten wohl in der Lage ist, die hierfür er 
lichen einfachen Hilfsmittel sich zu beschaffen. 
werden auch einige Fragen, die bei einem dera 
Thema sich von ‘selbst einstellen, weitere K 
finden. — Eine Kleinigkeit möchte ich noch un 
äußeren Form der Verölfentlichung ausset 
enthält keine Kapiteleinteilung, Abschnittsüberse 
ten oder dgl., was ihre Lektüre immerhin 
schwert. 

4) Vengl. Naturwiss. 1921, S. 191. 5 Riis 

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