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geben. 
bis zur Größe 8m,25 auf der nördlichen umd bis 8m,75 
auf der südlichen Halbkugel dürfte er alle Sterne ent- 
halten. Von diesen 225 000 Sternen sind nur ‚wenige 
hundert den selteneren Spektralklassen P, O, R, N, Md 
zugesprochen worden, während alle anderen, d. h, mehr 
als 99 %, in die normale Folge B, A, F, G, K, M ein- 
gereiht werden konnten. Die Verteilung der Sterne 
auf die verschiedenen Spektralklassen ist damit end- 
gültig) festgestellt!), während die Lücken des bisher 
zur Verfügung stehenden Materials Zweifel an man- 
chen Eigentümlichkeiten offen ließen. Am deutlichsten 
läßt sich die Verteilung übersehen, wenn man in jedem 
Helligkeitsintervall (% Größenklasse) die Zahl der 
Sterne jedes Typus in Prozenten der Gesamtzahl der 
Sterne in diesem Interyall ausdrückt. In der folgenden 
Tabelle sind die Spektralklassen zu Gruppen zusammen- 
gefaßt: 
B umfaßt BO, Bl, B2, BB, BS 

Astronomische Mitteilungen. 
Der neue Katalog enthält etwa 225 000 Sterne; 











Stellen entscheidende Anwendung eh de 
Sicherung und Ergänzung genau so wichtig ist 
2B: die Prüfung der Shapleyschen Entfernungsskala 
Die wesentlichen Züge des Russell-Diagramms können 
so angegeben werden: Die Spektralklasse wird als — 
Abszisse, die absolute Helligkeit als Ordinate auf, ' 
tragen. Die obere Grenze der absoluten Helligk 
ist für alle Spektralklassen ungefähr gleich, sie ste 
von M nach B nur langsam um etwa 1—2 Größ 
klassen an. Die untere Grenze jedoch fällt von B 
M sehr schnell ab. Sie liegt bei B etwa 4, bei M et 
zwischen den hellen und den schwachen St 
(Riesen und Zwerge). 
Es scheint, daß. A Bild nicht ganz det 
sachen AOE ane 
















A, B8, BY, A0, A2, AZ daß mer ee des Diagramms rte = 
F a 5,00 verläuft. Es besteht eine Hauptserie, die sich 
G jae TB, 8,-6.0 Band von vier Größenklassen Breite in der Ric 
Ko G5, K0,K2 der unteren Grenze durch alle Typen erstreckt. 
m: K5, Ma, Mb, Me im Typus A finden sich wieder Sterne, deren 
Helligkeitsintervalle | 
kt heller 60,26 6,76 79,26 79,76 8",26 | 8™,76 schwächer 
Wr als bis bis bis bis bis bis als ar 
67,25 6™,75 7™,25 7™,75 80:25 8m,75 9™,25 9™,25 Cg 
Piste Wines : 10,9 5,7 3,7 ‚2,6 1,7 19 1,0 Ban 1,6 
AN ee et 30,5 81,62 =) = 29,6 269 24,9 26,0 27,2 32,7 28,9 
TEE 10,4 11,3 11,6 11,5 11,0 .10,7 9,2 7,7 ‘9,5 
Ge ens ; 9:9 11,4 15,5 15,0 16,8 19,2 22,3 25,5 20,9 
en Sansone ed 30,1 32,7 32,4 35,6 38,2 35,5 23,6 29,2 32,9 
Men seule 8,1 7,3 7,0 8,5 7,4 7.3 6,7 4,2 6,2 
VERS Spoke 51,8 48,6 45,1 41,0 37,6 ‚33,0 37,4 41,2 40,0 
0,2% Mr 482° 51,4 54,9 59,0. 62,4 62,0 | 62,6 58,8 60,0 


Es ist sehr lehrreich, die Tabelle graphisch aufzu- 
tragen, indem ° man auf einer Abszissenachse die 
Gruppen B, A, F usw. als Strecken von 1 em Länge 
abteilt und über jeder Teilstrecke ein Rechteck mit 
der zugehörigen Prozentzahl als Höhe errichtet. 
Man sieht sofort, daß durch alle Helliekeitsinter- 
valle hindurch die Gruppen A und K die größte Zahl 
der Sterne umfassen. J’ und M sind bei allen Hellig- 
keiten in nahezu gleichem Maße beteiligt. Eine ganz 
auffällige Erscheinung ist die starke Zunahme der 
G-Sterne, wenn man zu schwächeren Sternen übergeht. 
Unverkennbar 
B-Sterne, die unter den schwächen Sternen nur noch 
einen verschwindenden Bruchteil ausmachen. 
Absolute Helligkeit und Spektraltypas (Russell- 
Diagramm). Die vor allem durch Hertzsprung und 
Russell aufgedeckten Zusammenhänge zwischen dem 
Spektraltypus und der. absoluten Helligkeit der Sterne 
haben eine so weitreichende Bedeutung fiir unsere 
Anschauungen über die Konstitution und die Entwick- 
lung der Fixsterne gewonnen und an so wichtigen 
1) Harlow Shapley und. Annie J. Cannon, On the 
relation of spectral type to magnitude. Harvard Cir- 
cular 226, 
Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr. Arnold Berliner, Berlin Wo. 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9.— Druck von H. 8. Hermann & Co. in Berlin sw 19. 
ist auch die bekannte Eigenheit der. 














keit denen der A- und B-Sterne entspricht. 
den B- und A-Riesen - einerseits und den K-Ri 
andererseits lieet eine Kluft. Dasselbe Bild erhi 
Lundmark?) durch eine Zusammenfassung der S 
Werte aus wandernden Sternhaufen inter] ‚Au 
a zweifelhaften Mateleder. pa ‘Ubereinsti 

ist so N daß.an der isoliecien Stellu 
K-Riesen kaum zu zweifeln ist. Auch bei o 
Sternhaufen trifft nap IE en re des 
grammms. N. 
Diese Lücke in Ae Riessnrsiia wird. an 
Stellen zur Revision unserer Ansichten zwingen x 
Eddingtons Theorie lüßt sie sich nicht erklären. 
dieser Theorie ist die Gesamtstrahlung eines 
sterns nur von der Masse abhängig, also konstant, 
lange er sich im idealen Gaszustande befindet. a 
mutlich wird gerade dieser Widerspruch der Er ahruı 
den Weg zur richtigen Erweiterung der Eddingto 
schen Theorie weisen. ; 
1) Remark on the relation between colour, p 
motion and apparent magnitudes of the stars. B 
of the Astron. Inst. of the Netherlands Nr. 1 
?) The parallax of the Coma Berenices — 
~ Lick Bulletin Nr. 338, Bes ase 

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