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den Sternen. verschiedener Spektraltypen 
ttierten Strahlungen macht. Daß solche An- 
~ nahmen unumgänglich sind, erhellt aus folgender 
Überlegung. Wenn alle Sterne am Himmel dem- 
‚selben Spektraltypus wie die Sonne (G-Typus) 
‚angehörten, würden wir zu der Annahme berech- 
gt sein, daß ihr physikalischer Zustand und da- 
er auch die Leuchtkraft ihrer Oberflächen die- 
selben sind. Dann würde die scheinbare Hellig- 
keit (oder, was auf dasselbe hinauskommt, die 
-photometrische Größe) eines Sterns nur von 
seinem absoluten Durchmesser R und seiner Ent- 
une A abakngen: und i sie dem Grandes des 
ipekehrt ron? sein Anne; so FR die 
scheinbaren Helligkeiten der Sonne und eines 
Br im selben Verhältnis zueinander stehen. 
Bes ; 3 
; + Der in S.kunden gemessene Winkeldurch- 
lesser 0’’ eines Sternes der photometrischen 
rößenklasse m würde sich dann einfach nach der 
Formel 

( = jee 10 et ee) 
26) 
erechnen lassen, wo e”o den ebenfalls in Sekun- 
en ausgedrückten bekannten Winkeldurchmesser 
er Sonne, mOdie (ebenfalls bekannte) scheinbare 
elligkeit der Sonne in Größenklassen bedeuten. 
n Wirklichkeit liegen die Verhältnisse viel kom- 
plizierter, da die Sterne bekanntlich sehr ver- 
schieden geartete Spektra zeigen, die auf große 
- Temperaturdifferenzen und in Verbindung damit 
stark abweichende Strahlungsintensitäten in den 
verschiedenen Wellenlängen schließen lassen. Um 
diese Einflüsse berücksichtigen zı können, 
braucht man nun gerade einen theoretischen An- 
x atz fiir die Intensitit der Strahlung in jeder 
Wellenlänge bei den verschiedenen Spektraltypen, 
und die einfachste Annahme. die sich von selbst 
_ empfiehlt und auch gewöhnlich gemacht wird, be- 
steht darin, daß die Sterne wie schwarze Körper 
- strahlen, d. h. daß ihre Strahlungsintensität in 
jeder Wellenlänge durch die Wiensche oder 
Plancksche Formel als Funktion eines einzigen 
von Stern zu Stern veränderlichen Parameters, 
‚nämlich. der absoluten Temperatur, dargestellt 
- werden kann. Dann muß die obere Formel durch 
einen Faktor ergänzt werden, der im wesentlichen 
5: nichts anderes ist als das Verhältnis der für das 
bei der Bestimmung der photometrischen Größen- 
oder photographische Messungen) auf Grund der 
 Strahlungsformel für die beiden Temperaturen T, 
deg Sternes, und To, der Sonne, berechneten 
_ Leuchtkräfte der Oberflächenelemente von Stern 
und Sonne, so daß die Formel nun die Gestalt an- 
ne 
A = F(T, 13) 19-84 (m= m0) 
eo, = 
edie Quadrate ihrer Winkeldurchmesser. 
- klassen benutzte spektrale Lichtintervall (optische 

. Pahlen: Die modernen Methoden der Bestimmung von Sterndurchmessern. 607 
wo F nur von den universellen Konstanten der 
Strahlungsformel und den Temperaturen 7 und 
To abhängt und sich genau ausrechnen läßt, so- 
bald letztere bekannt sind. Die ganze Aufgabe 
reduziert sich somit auf die Bestimmung von 
Sterntemperaturen, für die es bekanntlich mehrere 
Methoden gibt. Die zuverlässigste dieser Metho- 
den, die auch zugleich eine Kontrolle der Richtig- 
keit der Annahme, daß die Sterne schwarze Strah- 
ler sind, liefert, besteht in der Ausphotometrie- 
rung der Spektra und dem Vergleich der so erhal- 
tenen Intensitätskurve mit der theoretischen, 
durch die Plancksche Formel gegebenen Kurve. 
Diese Methode, welche man die Spektral-photo- 
metrische zu nennen pflegt, ist in Potsdam von den 
Herren Wilsing und Scheiner mit Erfolg auf über 
100 Sterne angewandt worden, wobei sich auch 
eine sehr befriedigende Übereinstimmung der In- 
tensitätskurven der Sternspektra mit denjenigen 
schwarzer Strahler verschiedener Temperaturen 
ergab, da jedoch die Messungen ziemlich schwierig 
und zeitraubend sind, ist diese Methode für die 
Massenanwendung wenig geeignet. In den letzten 
Jahren hat aber Professor Wilsing eine andere 
Methode entwickelt, die er die: kolorimetrische 
nennt, und die wohl berufen erscheint, unsere 
Kenntnisse der Sterntemperaturen und damit 
auch der Winkeldurchmesser der Sterne in hohem 
Maße zu bereichern. Das in der vor kurzem er- 
schienenen Nr. 76 des 24. Bandes der Publikatio- 
nen - des Astrophysikalischen Observatoriums zu 
Potsdam ausführlich beschriebene Verfahren be- 
steht im wesentlichen darin, daß das Licht des zu 
untersuchenden Sterns, durch geeignete optische 
Vorrichtungen, unter Wahrung seines Charakters 
als schwarze Strahlung, in eine Strahlung nie- 
drigerer Temperatur verwandelt wird, die dann 
mit.der Strahlung eines von: einer elektrischen 
Glühlampe (also auch einem schwarzen Strahler) 
erzeugten künstlichen Sterns eines Zöllnerschen 
Photometers, nach Intensität und Farbe zur Über- , 
einstimmung gebracht wird. Diese Verwandlung 
einer schwarzen Strahlung sehr hoher Temperatur 
(5000°—25 000°) in eine ebensolche, die der Tem- 
peratur einer Glühlampe (etwa 2000°) entspricht, 
wird durch eine geschickte Ausnützung der ana- 
lytischen Ähnlichkeit der Intensitätskurve des’ 
schwarzen Strahlers mit den Absorptionskurven 
einiger Körper erreicht. Bekanntlich ist die — 
Strahlungsintensität eines schwarzen Körpers der 
Temperatur 7, als Funktion der Wellenlänge, in — E = 
erster Annäherung durch die Wiensche Formel: 
2 
: c 
Hee Cer 
hr Al 


gegeben. Nun lassen sich aber selektiv reflektie- Ss 3 
rende Spiegel und selektiv absorbierende Glas-- 
arten herstellen, bei denen die Abhängigkeit des 
Reflexions- bzw. Transmissionskoeffizienten von 
der Lichtart durch Ausdrücke von der Form 
ae-bl., e-d (60+ 5) mit großer Genauigkeit ausge- 
drückt werden können, wo a, b, Bo, Bı, für die Sub- 
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