





Seog ce 

Zahl der Sterne. 
Spektral- Dichte 
typ (Sonne = 1) jeder Gruppe 
Aa LEE SEELE 9 
Ts sti, One Uh 0 28 
; Gs SS TR ee wee a ; 13-: 
Ko 2 Te 03380 11 
Mb Re see 2 
Dieser Gang in der Dichtigkeit war auch theoretisch 
zu erwarten. Die visuellen Doppelsterne liegen ent- 
wicklungsgeschichtlich fast alle auf dem Zwergast mit 
hoher Dichte und geringer Leuchtkraft, dem die Sonne 
bekanntlich auch angehört und bei dem die Dichte mit 
zunehmender Rotfärbung zunimmt. 
Nur ein Stern, ¢ Hydrae, erhält die Dichte 0,003, 
ein Wert, der bei den Verdunkelungsveränderlichen 
häufig ist, die fast ausnahmslos Giganten sind. Auf- 
fallender sind die unmöglich großen Dichten, die sich 
bei dem -Siriusbegleiter (88 000 Sonnendichten) und 
0° Eridani (5600 Sonnendichten) ergeben. Beim Sirius- 
bezleiter ist aber der Spektraltypus zweifelhaft. 
Adams fand ihn zu A (gleich dem des Hauptsterns), 
doch erscheint es möglich, daß hier nur der von Sirius 
erleuchtete Himmelsgrund aufgenommen wurde (da 
Sirius 10 000-mal so hell ist als der Begleiter, kann 
dies leicht möglich sein). 
gäben sich mögliche Dichtenwerte. Anders liegt der 
Fall bei o? Eridani .B, hier ist das Spektrum ebenfalls: 
A und an eine Erleuchtung des Himmelsgrundes ist 
nicht zu denken, weil der nächste über 80” entfernt 
stehende hellere Stern ein spätes Spektrum K. hat. 
Es scheint nur möglich, daß entweder das Plancksche 
Strahlungsgesetz gar nicht mehr erfüllt ist oder daß 
nur Teile der Oberfläche leuchten, was mathematisch 
‚auf das Gleiche hinausläuft. Noch schlimmer gestaltet 
sich das Verhältnis für den schwachen Begleiter 0? Eri- 
dani C. "Wenn man von diesen Ausnahmen, auf die 
Bernewitz überall hingewiesen hat, absieht, Er man 
wohl sagen, daß auf diesem Wege viel Brauchbares 
über die Dichten der Sterne aufzufinden ist. 
The Parallaxes of 1646 Stars derived by the spec- 
troscopie method by W. 8. Adams, A. H. Joy, G. Ström- 
berg and C. G. Burwell. Contributions from the Mt. 
Wilson Observatory 199 (auch im Astroph. Journal 
Bd. 53, 1921). ‘In Heft 15 der „Naturwissenschaften“ 
(1921) brachte A. Kopff eine Zusammenfassung der bis- 
_ hen gebräuchlichen Methoden zur Par allaxenbestimmung. ‘ 
Es wurde auch die von Kohlschitter und Adams ausge- 
baute spektroskopische Methode erwähnt. Bekanntlich 
zeigen vor allem die gelben und roten Sterne in absoluter 
Leuchtkraft außerordentliche Differenzen (von 10—15 
Größenklassen, was einem Intensitätsverhältnis von 1110000 
bzw. 4/1000000 entspricht). Da die Oberflächen im allge- 
meinen das Plancksche Strahlungsgesetz befolgen, muß 
man den helien Sternen (Giganten) große Oberflächen, 
‚ den schwachen Sternen (Zwergen) kleine Oberflächen 
zusprechen. Da die Masse auf jeden Fall nicht in dem 
Maße variabel ist, wie das Volumen, überhaupt sich in 
engen Grenzen zu halten scheint, besitzen nach unserer 
Auffassung die Giganten geringe, die Zwerge große 
Dichten. Die Sonne ist ‘ein Zwerg‘ Die Frage lag 
nahe, ob zwischen einem absolut hellen und einem ab- 
solut schwachen Sterne gleichen Spektraltyps bei 
solchen grundversehiedenen Dichten und -Oberflächen- 
gravitationen sich nicht gewisse  charakteristische 

| nee eke ie bee Teichildten f 
den trigonometrischen Parallaxen. 
Mit einem M-Spektrum er- - 
Antapex | dieser gerichteten Komponente der gesamt 
sonders behandelt, und die Parallaxe wurde nur a 
Man sieht hier auf den ersten Blick den groß 
hat, also Messungen von 0”, 01 schon illusorise 
_ der Linienreichtum viel geringer und. ferner s« 
“noch mehr als 5 Größenklassen. 
‘A-Sternen die 
kennen, Sr es 
 anwen FE one. 
Für die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold Berliner, Berlin W 9 



U: nterschiede zeigten. LE 
ten dies feststellen. ‘Sie ia Se a ee Skala 
gewissen Be jest, die mit ee I 





mute. ee waren andere Linien, deren Inten 
stark variierte, und ihre Variation ging mit der a 
luten Helligkeit Hand in Hand. Als Kriter: 
letztere galt zunächst die Größe der jährlichen Eig 
Beweaung ge Ss er ee Aus den V 



































stellen konnte. Doch kann man hier nur zu We: 
fiir absolute Leuchtkraft und Parallaxe kommen, 
man wenigstens fiir einige Sterne anderweitig 
rallaxenwerte hat. Die spektroskopische Method 
demnach nicht selbständig, sondern fußt durchau 
‘Das von Kop 
sprochene trigonometrische Parallaxenmateria 
erst die spektroskopische Methode in größerem 
stabe instand gesetzt, zuverlässige Werte zu 
Darım waren der ersten Arbeit . (500-P 
1917) bei den Sternen, mit großer Helligkeit und seh 
kleiner Par allaxe noch starke Se Fehler v 
a waren: Dieser Ubelstand aa in ae “neue 
Arbeit vermieden. Für die roten Giganten wurden 
Parallaxen aus der Größe der parallaktischen 
bewegung (der infolge der Sonnenbewegung nach | 
Eigenbewegung) 
kombiniert. 
sonders | 
und aus direkt gemessenen Werte 
Die 8-Cephei-Sterne, die sich durch ~ 
große Helligkeit auszeichnen, sind hier be- 
den Eigenbewegungen gewonnen. Zu diesen gesell 
sich eine Reihe von. Seren deren spektrale und son 
stige Charakteristik sich den Cepheiden nähern, d. 
schmale Spektrallinien, Auftreten der „enhanced li 
(Funkenlinien) und sehr geringe Eigenbewegung. 
wie Nähe der Milchstraße, ohne daß der typische 
wechsel erkannt worden wäre, sie wurden 
Cepheiden gemeinsam behandelt. ER 
Der mittlere Fehler einer Einzelbesti mu 
absoluten Helligkeit wird zu +0,"49° angegeben 
in der Parallaxe einen Fehler von + 20% ausm 
dieser Methode. Während bei den trigonomet 3 
Parallaxen der Fehler den festen Wert von etw 
wird hier der mittlere Fehler im selben Maße 4 je di 
Parallaxe klein und die Grenze wird erst da gegeben 
wo die scheinbare Helligkeit nicht mehr ausreicht, 
gut ausmeBbare Spektren zu erhalten. Eine wei 
Einschränkung besteht wenigstens vorläufig ‚darin 
die Methode Sch bisher nur auf die Typen F, G 
anwenden ließ. Bei den A- und B- -Typen ist 
auch die Streuung 
lich kleiner, 
in abelian Helligkeit be 
Immerhin beträgt sie in einen Fäller 
Da wir bishe 
von keinem einzelnen B-Stern und nur ; 
er Area 
sehr) 





Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. 8. Hermann & Co. in Berlin SW 5 2 


