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Aus dem weiter unten folgenden Verzeichnis 
sind von einer Reihe der hellsten Sterne die abso- 
luten effektiven Temperaturen 7, in Einheiten von 
1000 Grad ausgedrückt, zu entnehmen, wie sie nach 
Untersuchungen der verschiedenen genannten For- 
scher erhalten wurden. Die für einige Sterne 
gleichzeitig vorhandenen Bestimmungen zeigen im 
allgemeinen keine beträchtlichen Unterschiede. Für 
die unterhalb des Striches stehenden Sterne stellen 
die angegebenen effektiven Temperaturen nur erste 
Annäherungen dar, welche nach Maßgabe ihres 
Spektraltyps der obigen Tabelle entnommen sind. 
III. 
Nach Ermittelung der effektiven Temperaturen 
für die Fixsterne wird es nunmehr darauf ankom- 
men, ihre Flächenhelligkeiten zu erhalten, deren 
Kenntnis nach (4) zugleich die Angabe ihrer Ra- 
dien ermöglicht. Nach einem experimentell erkann- 
ten Gesetz ist die Helligkeit eines leuchtenden Kör- 
pers der Strahlungsintensität EZ, für eine bestimmte 
Wellenlänge A» proportional, wo A» = 0,54. Dem- 
nach wird aus (5): 
c 
EN ee 
EEE 
il 

WIDER 
AT 
Die absolute Temperatur 7, der Sonne wurde 
zu 5300° gefunden. Berücksichtigt man dazu den 
Betrag der Absorption der Strahlung durch die 
Sonnenatmosphäre, so. gelangt man zu To = 6,25 
(X 1000°). Durch Einführung von c = 14600 und 
Vernachlässigung eines unmerklichen Gliedes er- 
gibt sich so nach Harkdnyt 
H 22115290 
log Hh = a 1,807 tit T Reli) 
Auch hier handelt es sich um gewöhnliche Loga- 
rithmen; und der erhaltene Wert ist mit der Stern- 
größe der Harvard Photometry zu verbinden. 
Die mit Hilfe von (6) aus (4) erlangten Radien 
entsprechen offenbar den effektiven Temperaturen. 
Sie werden sich daher von den wirklichen Radien 
um so mehr unterscheiden, je weiter sich die Strah- 
lung der Fixsterne von derjenigen des schwarzen 
Körpers entfernt. 
Die effektiven Halbmesser sind demnach nur 
als Annäherungen aufzufassen. Die nach den ver- 
schiedenen Methoden erhaltenen Beträge sind in 
der folgenden Zusammenstellung unter r/r, aufge- 
führt. Die Resultate sind offenbar in hohem Grade 
von der angenommenen Größe der Parallaxe ab- 
hangig. Zur Homogenisierung des Materials war 
daher die einheitliche Reduktion der äquivalenten 
und effektiven Halbmesser auf die genauesten 
Parallaxenwerte notwendig; und soweit sich merk- 
liche Unterschiede zeigten, wurde darum auf die 
von Kapteyn zusammengestellten Parallaxen redu- 
ziert. Für die zweite Reihe, die Sterne unterhalb 
des Striches, liegen keine beobachteten Flächen- 
helligkeiten vor; sie wurden aus den beigesetzten 
mittleren Temperaturen berechnet. Die schwachen 
Deutschland: Die Durchmesser und Temperaturen der Fixsterne. 
Die Natur- _ 
wissenschaften 
Sterne ohne Namen sind durch die sie enthaltenden 
Kataloge gekennzeichnet. ie 







Stern gr z = 
To To 
Be Perseit(Aleol)i™ he. Kae 13,87) 12 2 
@) Gane Maja OLS)» ee 12,2 5 1 
a Layr he mW CSA)! ne nec eee 12,2 9 2 
@ Leonisakegulus) rinnen: 9,4 115 m 
@ Urs? min. (Polaris)... wre rey 7 3 
a Aquilae (Atair) .... . sate 7,1 3 2 
e. Can. min. (Procyon) ren 6,8 2 vl 
E Hercules: 5,5 3 2 
u Bereul’ 2. se 5,2 > 3 
HMO NN UCI me re | 4,8 it 2 
a Aurigae (Capella). ...... 4,7412 15 
6 Geminor. (Pollux) = - 20-0) © | 4,4 9 20 
ce Lauri (Aldebaran)r ee. 3,5 8 28 
ceBootis (Arktur)g re ak lat 5b 
a Orionis (Beteigeuze) .... . | 2,9719 (220) 
alll DH DIA Se ee ee ate 9,0 0,3 0,1 
OUASE ON NLA DAR aes 6,3 | 0,05 0,04 
Brad I2S hen Fer BR: 5,4 0,2 0,3 
GI OYEDT ee ee eee 4,0 0,2 0,7 
EN ic ee ee ae 4,0 0,4 1,2 
Gris Gl Senescence ue AN Nah 4,0 0,2 0,7 
Lial DIL SD tee cies eee meen 3,2 0,1 0,5 
Mala Bi D58 eas es bes wisi ieee 32 0,1 0,5 
Kedor@län nme er 32 0,1 1,0 




In deutlicher Weise läßt sich der Einfluß der 
Flächenhelligkeit auf das Resultat aus den letzten 
beiden Kolumnen erkennen. Bei den Sternen mit 
hoher Temperatur, welche eine größere Flächen- 
helligkeit als die Sonne besitzen, wird der Radius 
durch ihre Berücksichtigung außerordentlich ver- 
kieinert; für Himmelskörper mit fortgeschrittener — 
Abkühlung ist das Gegenteil der Fall. Trotzdem 
die Sterne der ersten Reihe größtenteils zu den 
hellsten gehören, sind sie doch nur wenig größer 
als die Sonne. Doch gibt es auch Objekte, die im 
Vergleich zu unserem Zentralgestirn als wahre Rie- 
sensonnen zu bezeichnen sind. Hierher gehören die — 
aufgeführten Sterne vom II.—III. Spektraltyp, 
ferner, worauf Hertzsprung hinwies, einige weiße 
Sterne, wie Deneb im Schwan, dessen Parallaxe 
trotz der großen Helligkeit unmeßbar klein ist. 
Interessante Beispiele für die untere Grenze der 
Fixsterndimensionen gibt die zweite Reihe, welche 
durchweg relativ sehr nahe Sterne von geringer 
scheinbarer Helligkeit umfaßt. Hier sind die | 
Sterne zum größten Teil beträchtlich kleiner als 
die Sonne. Beachtet man, daß die äußeren Plane- 
ten unseres Sonnensystems etwa dieselbe Größe 
haben, wie die beiden ersten Sterne, welche selbst 
leuchtende Körper von sehr hoher Temperatur dar- | 
stellen, so wird man das der Verschiedenheit ihres 
Alters zuschreiben müssen. 
Es sei schließlich erwähnt, daß wir in einigen 
Fällen, bei Veränderlichen vom Algol- und ß Lyrae- 
Typus, in der Lage sind, aus den Verfinsterungs- 
daten und der Bewegung im Visionsradius die 
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