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stanzen charakteristische Konstanten sind, wäh- 
rend d die Länge des in der absorbierenden Sub- 
stanz zurückgelegten Weges bedeutet. Nach einer 
Anzahl n von Reflexionen an solchen Spiegeln 
oder nach dem Durchgange durch eine Schicht der 
Dicke d eines derartigen Mediums wird, also die 
ursprünglich durch die Formel (5) ausgedrückte 
spektrale Intensitätsverteilung der Sternstrahlung 
durch die Formeln: 
T 1 2 
Tr {a + nb) bzw. c, e-480,—5 e~ 7 (F +48,) 
gegeben, d. h. wieder dureh Wiensche Strahlungs- 
AC, hoes 
formeln, die aber green en, durch die Be- 
ziehungen: 
i ©? a} 
ine Trehem 
bestimmten Temperaturen T,;, Ts entsprechen!). 
Indem man die Anzahl der Reflexionen oder die 
Dicke der absorbierenden Schicht variiert, läßt 
sich die Sternstrahlung in streng meßbarer 
Weise in die Strahlung der Glühlampe überführen, 
was durch das Gleichwerden der Farben des na- 
türlichen und des künstlichen Sternes zum Aus- 
druck kommt und sehr scharf beurteilt werden 
kann. In seiner endgültigen Form bestand der 
von Prof. Wilsing benutzte Apparat aus einem 
Kometensucherobjektiv von 12 em Öffnung und 
110 em Brennweite, einem selektiv absorbierenden 
Glaskeile (Schott, Jena, F. 4512), durch dessen 
Verschiebung die Dicke der absorbierenden 
Schicht verändert wurde, und einem Zöllnerschen 
Photometer. Die Stromstärke in der den künst- 
lichen ‘Stern erzeugenden Photometerlampe wurde 
während der Beobachtungen konstant gehalten, 
und die Messung bestand darin, daß die den Keil 
bewegende Schraube und der Intensitätskreis des 
Photometers ‚gleichzeitig gedreht wurden, bis vél- 
lige Gleichheit der Farbe und der Helliekeit beider 
Sternbilder erreicht war. Bei der Berechnung der 
Sterntemperaturen aus diesen Beobachtungen war 
eine genaue Kenntnis der Temperatur des Lampen- 
fadens nicht erforderlich, weil diese durch An- 
schluß an Sterne bereits bekannter Temperatur 
ausgeschaltet werden konnte. Mit diesem ein- 
fachen und handlichen Apparate ließen sich nun 
die Temperaturen, und daraus, in Verbindung mit 
den scheinbaren Helliekeiten, die Winkeldurch- 
messer der Sterne bis zur Größe 4,”"5 in müheloser 
Weise bestimmen, und es ist sofort klar, daß für 
die Beschaffung des bei statistischen Untersuchun- 
gen unentbehrlichen Massenmaterials diese Me- 
thode der Methode der direkten Messune von 
Sterndurchmessern mit Hilfe von Interferenz- 
erscheinungen bedeutend überlegen ist. Aller- 
dings nur in dem Falle, wenn die ihr zuerunde- 

‘) Der Einfluß des Planckschen Zusatzfaktors zur 
Wienschen Formel] sowie der Einfluß der atmosphiiri- 
schen Absorption bei einer gegebenen Zenithdistanz 
4 
lassen sich durch ähnliche Faktoren der Form EX = 
berücksichtigen, so daß sie an der theoretischen Über- 
megiing nichts ändern. 
v. d. Pahlen: Die modernen Methoden der Bestimmung von ‘Sterndurehmessern, [ 
Pan jetzt schon mit Sicherheit behauptet wer 
. daß wir in der Vereinigung beider in den obige 









































wissenschaften 
= 
liegende Annahme, daß die Sterne wie schwar 
Körper strahlen, mit genügender Annäherung der 
Wirklichkeit entspricht. Trotzdem die Richt 
keit dieser Annahme durch Untersuchung der In- 
tensitätsverteilung im Sonnenspektrum und in den 
Spektren vieler Sterne bestätigt zu sein schei 
wäre es wohl möglich, daß eine etwaige doch v. 
handene Abweichung der Sternstrahlung von dem 
Planckschen Strahlungsgesetz auf die errechnet 
Sterndurchmesser einen beträchtlichen Einfluß 
haben könnte, und gerade in diesem Zusammen 
hange gewinnt das auf Mount Wilson für « Orioni 
erhaltene Resultat eine ganz besondere Bedeutung, 
da es einen unmittelbaren Vergleich der aus di 
Wilsingschen Methode hervorgehenden Werte m 
einem direkt, ohne jede hypothetische. Vorau 
‚setzung erhaltenen gestattet. In der a. a. O. von 
Prof. Wilsing veröffentlichten Liste von 104 Ster- 
-nen, deren lineare Durchmesser er auf Grund 
seiner Beobachtungen und der vorliegenden Par- 
allaxen berechnet hat, ist nämlich auch «a Orionis 
enthalten, und zwar ist der Durchmesser dieses - 
Sterns gleich 141,3 Sonnendurchmesser angegeben 
Dieser Wert scheint zunächst von dem von Pease — 
und Anderson gefundenen ziemlich stark abzu- 
weichen, jedoch ist diese Abweichung ausschließ- 
lich Bit die Verschiedenheit der benutzten Par- 
allaxen zurückzuführen (x = 0,030 bei Wilsing, 
x= 0’7,018 bei Pease). Berechnet man aber aus — 
den Wilsingschen Daten den Winkeldurchmesser — 
des Sterns (den einzigen Wert, den seine Methode — 
sowie die Michelsonsche unmittelbar liefert), so 
tritt eine im höchsten Grade erfreuliche Übereiı 
stimmung zutage, indem man den Wert 0,7039 
Eee dem von den amerikanischen Astro 
nomen gefundenen Werte 0,”045 erhält. Somit ist 
die Berechtigung der der Wilsingschen Methode 
zugrunde liegenden Annahme und die Zuv 
lassigkeit der mit ihrer Hilfe erhaltenen Res 
tate gleich bei der ersten Prüfung schlagend 
wiesen, Man darf gespannt sein, ob auch in we 
teren Fällen die Übereinstimmung“ eine eb 
gute bleiben wird, und ob sich nicht, wenn "ein 
genügende Anzahl von direkt gemessenen S T 
durchmessern vorliegt, irg gendwelche ‚systei 
tischen Unterschiede zwischen den. nach der. 
rekten und den nach der indirekten Method 
haltenen Werten zeigen werden, die auf eine 
weichung der Sternstrahlung von der schwa Ze} 
Strahlung, namentlich bei 

Zeilen besprochenen Methoden ein. wirksan 
neues Mittel zur ID hue a Ba. 
serer er auf diesem Gebiete: zu verd 
Haver werden. 
