

| _ Neunter Jahrgang. 
| 2 Die modernen Methoden der 
2 Bestimmung von Sterndurchmessern. 
Von E. v. d. Pahlen, Berlin-Potsdam. 
Wenn die jahrzehntelangen Bemühungen der 
- Astronomen, das Problem der Struktur des Stern- 
systems zu lösen, im Vergleiche zu den auf ande- 
ren Gebieten der Astronomie und der Physik er- 
Se sidhten glänzenden Resultaten, bis jetzt nur ein 
De ehittniemalis sehr bescheidenes Ergebnis ge- 
zeitigt haben, so liegt der Grund dafür hauptsäch- 
lich in der außerordentlich großen Schwierigkeit, 
inigermaßen zuverlässige Daten "über die räum- 
iche Verteilung und die Größe der Sterne zu er- 
alten. Diese in den Dimensionen des zu unter- 
suchenden Systems begründete Schwierigkeit hat 
Schwarzschild einmal in sehr prägnanter Weise 
um Ausdruck gebracht, indem er das Stern- 
ystem mit einer nach Millionen zählenden Menge 
von Stecknadelköpfen verglich, die in gegenseiti- 
en Entfernungen von über 50 Kilometer im 
Raume zerstreut wären. Fügt man noch hinzu, 
‚daß die uns zur trigonometrischen Ausmessung 
dieses Systems zur Verfügung stehende Base — 
er Durchmesser der Erdbahn um die Sonne — 
in diesem Bilde einer Strecke von ungefähr 20 cm 
entsprechen würde, so wird einem sofort begreif- 
ich, warum im Laufe des verflossenen. Jahrhun- 
z Horis, bei größter Anstrengung und vollständiger 
_ Ausnutzung aller technischen Hilfsmittel, nicht 
2 mehr als einige Hunderte von Sternentfernungen 
mit einigermaßen befriedigender Genauigkeit er- 
- mittelt werden konnten. Noch übler ist es mit 
‚unserer. Kenntnis der Durchmesser der Sterne be- 
stellt, da es bis vor kurzem überhaupt keine all- 
 gemeingültige praktische Methode gab, um diese 
für das Verständnis ihres physikalischen Zustan- 
as und die- Abschätzung ihrer Massen so wich- 
“tigen Größen zu messen. Nur bei einigen ganz 
 vereinzelten  Sternsystemen (Algol-Veränder- 
lichen, Doppelsternen) war es gelungen, mit Hilfe 
- verschiedener Kunstgriffe sich eine Vorstellung 
‘von ihren wirkliehen Dimensionen zu bilden, je- 
doch bezogen sich diese Resultate auf so spezielle 
- Fälle und waren außerdem so wenig zahlreich, daß 
aus ihnen keine Schlüsse allgemeinerer Natur ge- 
a 


















_ Zeit in den Vordergrund des Interesses gerückte 
_ äußerst wichtige Frage nach der Teilung der 
Sterne späterer Spektralklassen in Riesen- und 
- Zwergsterne an Hand des vorhandenen spärlichen 
Materials nicht entschieden werden konnte. 
Unter diesen Umständen ist es begreiflich, daß 



NW. 1921. 

5. August 1921. 
DIE NATURWISSENSCHAFTEN 
\ WOCHENSCHRIFT FÜR DIE FORTSCHRITTE DER NATURWISSENSCHAFT, DER MEDIZIN UND DER TECHNIK 
‚HERAUSGEGEBEN VON 
DR. ARNOLD BERLINER vuxo PROF. Dr. AUGUST PÜTTER 
Heft; . 


die yor einigen Monaten aus Amerika eingetrof- 
fene Mitteilung über die direkte Messung des 
Winkeldurchmessers von aOrionis mit Hilfe 
einer Interferenzmethode, das größte Aufsehen er- 
regen mußte und als eine wissenschaftliche Tat 
ersten Ranges betrachtet wurde. Es ist vorläufig 
natürlich noch nieht möglich, sich ein ganz klares 
Urteil über die Reichweite dieser Methode zu bil- 
den, aber schon die Tatsache allein, daß ein Stern- 
durchmesser unabhängig von irgendwelchen hypo- 
thetischen Annahmen rein empirisch bestimmt 
werden konnte, berechtigt zu den schönsten Hoff- 
nungen, Auch in dem Falle, wenn sich diese nur 
teilweise bewahrheiten sollten, würde die Methode 
doch einen hohen Wert behalten, da sie die expe- 
rimentelle Kontrolle der Richtigkeit derjenigen 
Annahmen liefert, die den in neuerer Zeit ent- 
standenen indirekten Methoden der Berechnung 
der Sterndurchmesser, von denen weiter unten 
noch die Rede sein soll, zugrunde liegen. Die von 
den Herren Anderson und Pease auf Mount Wil- 
son benutzte Interferenzmethode rührt von Prof. 
Michelson her, der sie bereits vor ungefähr 
30 Jahren, gelegentlich seiner Untersuchungen 
über die Möglichkeit der Vergrößerung des Tren- 
nungsvermögens optischer Instrumente ent- 
wickelte; sie dient sowohl zur Bestimmung des 
Winkelabstandes der Komponenten sehr enger 
Doppelsterne wie zur Ermittlung des Winkel- 
durchmessers einer sehr kleinen oder sehr entfern- 
ten Lichtquelle. 'Trotzdem diese geniale Methode 
schon im Jahre 1890 im 30. Bande .des Philoso- 
phical Magazine erschien und kurze Zeit darauf 
auf die Bestimmung der scheinbaren Durchmesser 
der Jupitermonde erfolgreich angewandt wurde, 
ist, bis vor kurzem, kein einziger Versuch gemacht 
worden, sie auf die Sterne anzuwenden, wahr- 
scheinlich weil man einen solchen Versuch, wegen 
des Einflusses der Luftunruhe, die schon bei 
gewöhnlichen optischen Beobachtungen so störend 
wirkt, für aussichtslos hielt. Erst im Jahre 1919 
nahm Prof. Michelson selbst den Gedanken wieder 
auf, und auf seine Anregung sind zunächst auf 
der Yerkes-Sternwarte, dann auf dem Mount 
Wilson eine ‚Reihe von ‚Versuchen gemacht wor-. 
den, die schließlich zu den glänzenden von den 
Herren Anderson und Pease mitgeteilten Resul-. 
taten führten. 
Um das Prinzip der Michelsonschen Methode 
in möglichst einfacher Form darstellen zu können, 
müssen wir uns zunächst einen klaren Begriff von 
der Beschaffenheit des zu uns gelangenden Stern- 
lichts machen. Jeder leuchtende Punkt der 
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