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Beziehung: zu der Häufigkeitsfunktion der Stern- 
massen. Erfahrungsgemäß nimmt die mittlere Radial- 
seschwindigkeit mit fortschreitender Spektralklasse zu. 
Diese Tatsache läßt sich dahin deuten, daß die späten 
Spektralklassen immer mehr Sterne kleiner Masse ent- 
halten, denen nach der Kddingtonschen Theorie die 
frühen Spektralklassen unzugänglich sind, und daß 
andererseits die Geschwindigkeit eines Sternes um ‘so 
eréBer ist, je kleiner seine Masse ist. Die beobach- 
tete mittlere Radialgeschwindigkeit der Sterne vom 
Spektraltypus B wird danach entsprechen derjenigen 
von Sternen mit der Minimalmasse des B-Stadiums. 
Die mittlere Radialgeschwindigkeit der A-Sterne ist 
gleich dem arithmetischen Mittel der Radialgeschwin- 
digkeiten zweier Gruppen von Sternen verschiedener 
Masse, welche sich im A-Stadirım befinden, 1. der 
Sterne mit B-Masse, welche das B-Stadium noch nicht 
erreicht oder bereits überschritten haben, 2. der Sterne 
mit A-Masse, für welche das A-Stadium den Höhe- 
punkt der Entwicklung darstellt. In ganz analoger 
Weise ergeben sich Beziehungen, wenn auch etwas 
komplizierterer Bauart, für die mittleren Radialge- 
schwindigkeiten der F-, G-, K-, M-Sterne. Beispiels- 
enger 
weise ist die mittlere Radialgeschwindigkeit der M- 
Sterne gleich dem arithmetischen Mittel der Radial-. 
geschwindigkeiten von sechs Sterngruppen mit 
Minimalmassen dies B-, A-, F-, 
sich gerade im M-Stadium petition: Die den Minimal- 
“massen der einzelnen Spektraltypen: zukommenden Ge- 
schwindigkeiten lassen sich eliminieren, wenn man im 
Einklang mit den Prinzipien der kinetischen Gas- 
theorie eine Äquipartition der kinetischen Energie an- 
nimmt, wonach das Produkt aus‘ Masse und unarat 
‘der Geschwindigkeit eines Sterns annähernd denselben 
Wert hat für alle Sterne, gleichviel, wie groß auch die 
Masse sein mag. Die Minimalmassen selbst, welche 
zur Erreichung des B-, A-, F-, G-, K-, M-Stadiums er- 
forderlich sind, wurden von Hddington auf Grund der 
Theorie des Strahlungsgleichgewichtes — numerisch, 
direkt, in Einheiten der Sonnenmasse ausgedriickt, be- 
stimmt. 
Die Auflésung des auf diesen Uberlegungen Tuben: 
den Gleichungssystems ergab hinsichtlich der relativen 
Häufigkeit der 
tige. Resultat, 
sichtbaren Sternen 
echért, und daß 
Durchlaufen der 
den bis zur 8. Größenklasse 
den massigsten 
daß unter 
der erößte Teil zu 
die Zeiten, welche ein Stern 
durch die Spektralklassen gekenn- 
zeichneten Stadien braucht, recht verschieden sind. — 
Bei der zuerst ‚durchgeführten Rechnung war die 
Anderung der Leuchtkraft eines Sternes im Laufe sei- 
ner Entwicklung sowie seiner durch die Farbenänderung 
beeinflußten Sichtbarkeit: unberücksichtigt geblieben. 
Da über erstere vorläufig noch keine sicheren Angaben 
gemacht werden können — nach Zddington ist im 
Gigantenstadium die Deuchtkraft eines Sterns kon- 
stant — zieht v. d. Pahlen bei! einer nochmals. durch-- 
geführten Berechnung nur die Änderung der visuellen 
Größe mit der Farbe in Betracht. Der Einfluß der 
Farbenänderung mit dem Spektraltyp auf die Häufig- 
keitsfunktion der Sternmassen besteht darin, daß 
Sterne von. der Grenzhelliekeit 8,0 im F-Stadium mit- 
oezählt sind, 
M-Stadium wegen der 
in den. Abzählungen fehlen. 
kleineren visuellen Helligkeit 
Die Berücksichtigung des 
Einflusses der Farbenänderung auf die Siehtbarkeit der’ 
/ 



, K-, M-Stadiums, die | ae Ceweinail an. 
-abgeschlossenen Volumen im Weltenraum liegen. 
Resultat 
Sterne verschiedener Massen das wich-, 
zum‘ 
‚A- bez. 
während sie beispielsweise im B- oder. 
































Se eee ety daß gegenüber der wert durchg 
a ke den Ben m 
größer, die in den mittleren Spektralklassen. kleiner 
anzunehmen ist. Die Häufigkeit der verschiedenen 
Massen in jeder Spektraiklasse, neigt Re Tabelle 
massen 







MR MA | ME 
i joa 
B 3196 0 | NN 
A |'* 1679 Aa 0 
F | 2008 1248 4698 
G | 3210 748 | 410 
K | 5625 638 | 141 
Die horizontalen ‘Reihen geben die Anzah der 

Sterne eines bestimmten Spektraltypus mit den 
nimalmassen des B-, A-, F-, G-, K-Stadiums; mge- 
kehrt geben ‚die vertikalen Reihen die ee el 
Be Spektralklassen. é 
zur 8. Gabber lange die wir am | Himmel sehen, & 
Mit lee von Hedington a 
bestimmten Werten der Minimalmasse ergeben ; 
aus der Tabelle folgende mittleren Massenwerte für 
die aufeinanderfolgenden Spektralklassen B, A, NPs 
Ki: 4,27; 1,815. 1,62; 2,14; 2,56 Sonnenmassen. 
Weit interessanter als die Frage nach der Häufig- 
keit des Vorkommens der Massen aller Stern 
einer bestimmten Helligkeit ist die nach der 
keitsfunktion der Massen von Sternen, die in 

ist wesentlich von dem früheren verschi 
Die absolut hellen B- und A-Sterne sind re) it 
pee die piehheres späten 
den. 
weit. von uns 
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hepider en W dean nee | 
‚Die dureh die Fa: 
Sternen baller als 8. Grobe I 

Sichtbarkeit ist, in 1 Rechnung gezogen, hingegen“ 
Änderung der Leuchtkraft eines Sterns im Laufe : 
Entwiekling unberücksichtigt Belastent 5 
N allereinps Beiden: in Biss späten Tyee 
einer sicheren Unterlage entbehrt. Als Einheitst 
wählt ©. d. Pahlen eine Kugel von so großem Ra 
daß die an ihrer Oberfläche liegenden Sterne von - 
Minimalmasse der B-Sterne die visuelle Helli igkei 
De Die Gein’ eas act einen rel 
1 % ne ‚der F- Sterne ‘bd. mur’ lat bez. ni 
der B-Sterne. In einer Kugel von e 
dius von 50 bis 100 parsee, d.i. eine Entfernung, 
der jährlichen Parallaxe von etwa 1400 Bogens 
ee gible el mehrere Cagney von ne 
Mase a Von, allen FAR, Ste 
wenige Tausende, und zwar haupts hlich die; 
von großer Masse, von uns. gesehen. 

Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr. Arnold Berliner, Berlin, W 9. 
Verlag von Julius Springer in Berlin Wo Druck von H.S. Hermann & Co. in Berlin S\ 
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