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== 480;, 5; 1918. 
gleiche Flächenhelligkeit wie die Sonne besitzen. 
Auf diese Weise sind die äquivalenten Halbmesser 
für eine Anzahl von Sternen erhalten, welche in 
der Tabelle am Schluß des Aufsatzes, in Einheiten 
des Sonnenradius ausgedrückt, unter r’/r, ange- 
geben sind. 
Es läßt sich jedoch leicht einsehen, daß diese 
Voraussetzung nicht zutrifft, daß im Gegenteil 
die Helligkeit der Flacheneinheit für die verschie- 
denen Sterne eine sehr ungleiche sein kann und 
sich dadurch die erhaltenen Dimensionen beträcht- 
lich ändern müssen. Wir gelangen so zu Betrach- 
tungen über die Strahlung der Sterne. 
LI: 
Die Beziehung zwischen dem Strahlungs- 
vermögen der Körper und ihrer Temperatur ist 
uns nicht bekannt. Wir können sie nur innerhalb 
_ gewisser Temperaturintervalle für einen beson- 
deren, den absolut schwarzen Körper angeben, 
welcher die Eigenschaft hat, alle auf ihn fallenden 
Strahlen zu absorbieren, und dessen Verhalten die 
Stoffe in der Natur in verschiedenem Grade sich 
nähern. Durch Anwendung der Strahlungsgesetze 
für den schwarzen Körper erhält man somit nicht 
die wirklichen Temperaturen der Sternoberflächen, 
sondern man gelangt zu effektiven Temperaturen, 
welche eine untere Grenze für den wahren Grad 
der Erwärmung darstellen, und bei denen zunächst 
auch von der Absorption durch die Atmosphären 
der Fixsterne abzusehen ist. 
Einen Einblick in die Beziehung zwischen 
Temperatur und Strahlung gewährt uns das Wien- 
sche Verschiebungsgesetz, das die Stellen der 
größten Intensität im Spektrum des schwarzen 
Körpers mit seiner absoluten Temperatur in Ver- 
bindung setzt. Bezeichnet nämlich Amar die 
Wellenlänge, bei welcher das Intensitätsmaximum 
liest, T die absolute Temperatur und C eine Kon- 
stante, deren Wert durch den Versuch zu bestim- 
men ist, so ist der Zusammenhang durch 
KT W4 
ausgedrückt. Je höher demnach die Temperatur 
eines Sternes ist, desto mehr wird seine größte 
spektrale Intensität bei den kleineren Wellenlängen 
| liegen, nach dem violetten Ende verschoben wer- 
den; je niedriger sie ist, desto mehr nähert sich 
die größte Helligkeit dem roten Teil des Spek- 
trums. Bei den bläulichen und weißen Sternen der 
ersten Spektralklasse nach Vogel liegt nun das 
Intensitätsmaximum bei den kürzeren Wellen, wäh- 
rend es sich für die gelblichen Sterne des II. Typs, 
zu denen auch unsere Sonne gehört, und noch mehr 
bei den roten der III. Klasse allmählich nach dem 
Rot verschiebt. Die Anordnung der Sterne in drei 
Spektralklassen entspricht deshalb auch der Reihen- 
folge, die sie nach dem Grad ihrer Erwärmung ein- 
nehmen. Die heißen Sterne des I. Typs werden eine 
größere Flächenhelligkeit besitzen als die in fort- 
schreitender Abkühlung befindlichen des zweiten, 
und diese werden eine größere Leuchtkraft haben 
als die roten Gestirne. 
Deutschland: Die Durchmesser und Temperaturen der Fixsterne. 525 
Durch geeignete Apparate, die Spektralphoto- 
meter, ist es möglich, die Intensitäten in den ein- 
zelnen Bezirken eines Sternspektrums mit den ent- 
sprechenden eines Körpers von bestimmter Tem- 
peratur meßbar zu vergleichen. Hieraus gewährt 
die Plancksche Energiegleichung ein Mittel zur 
Bestimmung der effektiven Temperatur des Sternes. 
Ist nämlich E, die Energie für die Wellenlänge A, 
T die absolute Temperatur, c eine zu bestimmende 
Konstante und « ein Proportionalitatsfaktor, so 
stehen diese Größen in folgendem Zusammenhang: 
Be = —1 
en Avan (jr) a: eee 
Aus den Verhältnissen der Intensitäten an ent- 
sprechenden Stellen des Sternspektrums und Ver- 
gleichsspektrums — oder an verschiedenen Stellen 
des Sternspektrums — läßt sich somit die absolute 
Temperatur des Sternes ermitteln. Scheiner und 
Wilsing in Potsdam haben auf diese Weise die 
effektiven Temperaturen von 109 helleren Sternen 
bestimmt. 
Analoge Mesungen der’ Energieverhaltnisse und 
damit der absoluten Temperaturen hat Nordmann 
in Paris mit dem Heterochromphotometer ausge- 
fiihrt. Eine besondere Bedeutung hat jedoch auch 
hier die Photographie erlangt. Außer ihrer Ver- 
wendbarkeit in spektralphotographischen Methoden, 
wie sie u. a. Hnatek in Wien erprobt hat, ermög- 
licht sie auch durch den Zusammenhang zwischen 
der photographischen und visuellen Helligkeit der 
Sterne die Bestimmung der Energieverhältnisse. 
Das Auge ist für die verschiedenen Farben in an- 
derer Weise empfindlich, als die photographische 
Platte. Rote Sterne sind nach den visuellen Mes- 
sungen im Verhältnis viel heller, als nach den 
photographischen. Der Unterschied zwischen diesen 
beiden Sterngrößen, nach dem Vorgange von 
Schwarzschild die Farbentönung genannt, gibt so 
einen gewissen Maßstab für das Intensitätsverhält- 
nis der beiden Spektralbezirke, die das Auge oder 
die Platte vermöge der besonderen Aufnahmefähig- 
keit vorzugsweise wiedergibt. Diese Beziehungen 
zur Temperatur haben kürzlich u. a. Harkanyı in 
Budapest und Hepperger in Wien unter Benutzung 
der genannten Potsdamer spektralphotometrischen 
Untersuchungen entwickelt, indem sie die photo- 
graphischen Größen des Draperkatalogs mit den 
visuellen Größen des Potsdamer Helligkeitskatalogs 
und der Harvard Photometry verbanden. 
Aus den Potsdamer Untersuchungen ergaben 
sich für die Sterne der verschiedenen Spektralklassen 
die folgenden durchschnittlichen effektiven Tem- 
peraturen: 
Spektralklasse Temperatur 
le ol 
96002 

Tb 9500 
Ta 2 8700 
Ta 3 — Ia 6300 
Ila 5400 
Ha — Ia | 4000 
Illa 3200 
