es weiteren Zetcheng gekennzeichnet wird, als 
erforderlich. Rund 99% aller genauer bekannten 
Sterne fallen in die Klassen B, A, F, G, K, M. 
‚Die ersten wichtigen Untersuchungen in dieser 
Richtung verdanken wir Lockyer. Später hat be- 
mders Pickering die Klassifikation der Sterne 
‘im großzügigstem Maße aufgenommen. Unter 
seiner Leitung sind allein über 200 000 Stern- 
spektren aufgenommen und klassifiziert worden, 
so daß bereits ein außerordentlich großes Beob- 
achtungsmaterial vorliegt. 
_ Auch die Unterklassen bilden keine vonein- 
ander scharf getrennten Gruppen, sondern es sind 
alle denkbaren Übergänge zwischen ihnen vor- 
handen. Die Gesamtheit der Sterne bildet ein 
lückenloses Kontinuum, und nur verschwindend 
‘wenige Sterne fallen infolge besonderer Eigen- 
A tümlichkeiten aus dem Schema mehr oder weniger 
‚heraus. Diese Tatsache führt zu dem Schluß, 
daß das räumliche Nebeneinander der verschiede- 
nen Sternklassen als ein getreues Abbild des zeit- 
lichen Nacheinander, das heißt der allmählichen 
_ Entwicklung des einzelnen Sterns, zu betrachten 
ist (ebenso wie die Gesamtheit der gleichzeitig 

nebeneinander lebenden Menschen aller Alters- 
stufen ein Bild der zeitlichen Entwicklung des 
einzelnen Menschen gibt). Und zwar geht die 
Reihenfolge der Entwicklungsstufen bei M begin- 
nend, über K, G usw. bis B oder O (aufsteigen- 
den Ast) und dann in umgekehrter Reihenfolge 
wieder zurück bis M (absteigender Ast). Dabei 
sind die Sterne der gleichen Klasse im aufstei- 
genden Ast Riesensterne, im absteigenden Ast 
Zwergsterne. (Die Stellung der P-Sterne lgas- 
förmige Nebel] und der R- und N-Sterne in der 
Entwicklungsreihe ist noch sehr zweifelhaft.) 
Diese entspricht der Vorstellung einer allmäh- 
liehen Zusammenziehung der Sternmaterie und 
einem damit verbundenen ersten schnellen An- 
stieg zu sehr hoher Temperatur mit nachfolgender 
allmählicher Abkühlung durch Ausstrahlung. 
Doch scheint es, als werde der Abkühlungsprozeß 
durch Entwicklung von Energie im Innern der 
Sterne, möglicherweise durch radioaktive Pro- 
zesse, außerordentlich verlangsamt. Tabelle IV 
gibt eine Übersicht über die einzelnen Stern- 
klassen und ihre Temperaturen. 
Wie bereits gesagt, besteht der typische Unter- 
ER V. Die Intensität einiger besonders wichtiger Spektrallinien in den verschiedenen Klassen (Maßstab willkiirlich).) 












Be RER Helium | Parhe | Het | He+ | Het | H Ca Cat | Mgt 
eet ao ae 4471 | 4713 | 4388 | 4686 | 4542 | 4860 | 4860 | 4927 (9) | 3934(K)| 4481 
Seriendarstellung ... | 2p—4d 2p—4s  2p—5d| 3d—4f | 4f—9k| 4f—8k |2p—4Ad | 1S-2P 1422 3d—4f 
Spa ET, | | ide ei a ee Se 
| Sternklasse | 
Pe - ı-|1-1/8@1@ | 
Pt Peete tea 21 | | 
Oa 0 _ — a ® |. ® 
Ob 0 = = 100 Bert 0. | | 
Oc 1 _ — | 46 3 3 0 | - — schwach 
, Od 1 _ — 20 10 20 10 — 2 | schwach 
Dex. 15 2 23 8 RR) 25 10 — 2 | 1 
Oebd 15 + 5 5 4 25 20 — 5 | i 
& Bo 15 5 6 2 2 25 25 — 3 | 2 
; B2 22 6 10 1 0 35 35 = 4 | 3 
B3 22 6 10 0 0 40 40 te NEN 
Bs 10 3 7 1a _ - 60 RL 7 
B8 5 1 3 se _ = 80 [schwach @® | 7® 
B9 4 0 Shia Zar — — 90 | schwach & | 7 
Ao 0 = 0 = = see 100 2 Ds ath 
AQ = = = a 3 2 100 4 40° ee 
rane: eA = = = En = 90 8 7 a 
Abd = _ = = x at 70 ap) SO ton 
7 Fo = — _ =a a — 50 & 120 ed 
F5 = _ — Se a= = 40 15 150 (?) | schwach 
Go — a a = — — 20 20, 200 schwach‘ 
Gd —_ — = eh == —_ 15 & 200 (?) 0 
Ko | = = = > = = 10 60 150?) | 0 
aa eae Er a a _ 8 au 5 ® a 
Ma - _ ‘7 _ = 2 &® & 
Mb >= = == za — = = 100 schwach 
Mc ar = — — aoe — — 0 stark schwach 
Mu" 727 Bee — — zer = = _ stark 0 





R 6) Das Zeichen & bedeutet, daß keine Intensitätsangabe vorliegt. 
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