

Sternen eon, wie auch bei diesen letz- 
teren selbst, noch nicht sichergestellt. Eine aus- 
gezeichnete Rolle unter diesen verschiedenen 
_ "Typen spielen die B-Sterne, bei denen man schon 
3 seit langem vermutet, daß sie besonders massige 
_ Systeme sind, und desgleichen die Giganten unter 
den roten Sternen, die trotz ihrer anscheinend 
_niedrigen . ber slächentömperätur doch aufer- 
ordentlich hell erscheinen, so daß wir ihnen riesige 
Oberflächen zusprechen müssen. 
3. Ob zwischen diesen verschiedenen Typen ver- 
-wandtschaftliche Verhältnisse bestehen, d. h. ob 
"wir. sie als Etappen einer einheitlichen Entwick- 
lungsgeschichte der Sterne auffassen müssen, ist 
"heute noch eine offene Frage. Man vertritt zwar 
vielfach die Auffassung, daß ein Stern sich aus 
kosmischer Staubmaterie zusammenballend und 
angsam erhitzend zuerst ein M“ -Stern wird, von 
sroBem Volumen, niedriger Temperatur und ge 
inger Dichte. Durch Kontraktion sich weiter 
erhitzend durchläufter dieStadienK®, G®, F®, AD, 
‚ sehließlich, falls überhaupt seine Gesamtmasse 
reichte, als B-Stern die höchst effektive (Ober- 
chen-) Temperatur von 13 000°—15 000° zu er- 
chen. Von da soll er dann sich weiter verdich- 
und abkühlend die Stadien als A®-, F®-, G@-, 
@., M®- Stern in umgekehrter Reihenfolge ee 
fen. So erloschen einfach in mancher Hin- 
cht diese Auffassung der Dinge wirken mag, so 
E cheinen doch die wahren Verhältnisse des Uni- 
'y ersums viel komplexer zu sein. Eine so einfache 
gi öntwicklungslinie- der Sterne würde. überzeugend 
Ww irken, wenn die verschiedenen Sterntypen mit- 
einander gut vermischt waren und das Ganze als 
in statistischem Gleichgewicht befindliches 
bilde aufgefaßt werden könnte. Doch davon 
heint gar keine Rede zu sein. Sowohl nach ihrer 
esamtanordnung am Himmel als auch nach ihren 
gungsgesetzen stellen anscheinend die B- 
rne und ebenso die Giganten unter den roten 
en voneinander und der übrigen Schar 
"Sternen unabhängige Gebilde dar. Die 
terne ‘offenbaren eine unzweifelhafte Kon- 
tration nach der Ebene der Milchstraße und be- 
iligen sich nicht an den Strombewegungen, die 
an bei der großen. Schar der die Sonne um- 
den Sterne hat feststellen können. Die ab- 
ellen M-Sterne ihrerseits zeigen im wesent- 
































le ans von Sternen ist dagegen aie Ge- 
es Sonne relativ zum Sehen 
reise eieamonticten, daß ‘wir és cher: 
ıd mit den Sternen am Himmel nicht mit 
‚einheitlichen System zu tun haben, 
alle statistischen Untersuchungen unge- 
‘erschwert werden. ‚Vorerst kann man nur 
jeden. „dieser  Spektralklassen. für sich 
Prnenshnlichen Aer 8 De. en: 
Für: 
= N - 2 2 EL 
gemeinen. Relativitätstheorie. 631° 
RER Betrachtungen anwenden und .wenn 
man hoffen will, etwas zugunsten der Frage 
nach der von der allgemeinen Relativitätstheorie 
geforderten Gravitationsverschiebung der Spektral- 
linien aus ihnen abzuleiten, so liegen bisher. nur 
die zwei Fingerzeige vor, daß die B-Sterne ver- 
mutlich an Masse die sonnenähnlichen Sterne we- 
sentlich übersteigen und die absolut hellen K- und 
M-Sterne sich von ihnen durch ihre riesigen Ober- 
flächen unterscheiden, also vermutlich auch im 
Mittel viel massigere Systeme darstellen. 
Nach diesen allgemeinen Betrachtungen wollen- 
wir uns wieder konkret der Frage nach dem 
Vorhandensein einer Gravitationsverschiebung 
der Spektrallinien zuwenden - und zuerst 
speziell an den B-Sternen untersuchen, was 
sich für oder wider die allgemeine KRelativi- 
tätstheorie aus ihnen folgern läßt. 
Setzen wir einmal voraus, daß diese Sterne eine 
mittlere’ Gravitationsverschiebung ihrer Spektral- 
linien im Betrage von + K Kilometern aufweisen 
— man kann jede, Linienverschiebung durch ‘die 
ihr als Dopplereffekt entsprechende Geschwin- 
digkeit in Kilometern messen —, dann 
mißt ein Astronom ' bei diesen. Sternen nicht 
den reinen Dopplereffekt - ihrer -Radialge- 
schwindigkeiten +d in der Visionslinie, .son- 
-dern er mißt als vermeintliche Radialgeschwindig- 
keit e die Summe td+K. Sind die eigentlichen 
Dopplereffekte nach dem Zufall verteilt,. so ist 
die Häufiekeitskurve der Radialgeschwindigkeiten 
eine Fehlerkurve. Man wird dies vorerst immer 
voraussetzen können, da ohne weiteres nichts da- 
für spricht, daß die Sonne mit’ der Erde eine 
irgendwie ausgezeichnete Rolle spielt, so daß nicht 
gleich viele Sterne sich von uns fort als auf uns 
zu bewegen. Wenn sich aber über diese reinen 
Dopplereffekte noch eine konstante mittlere Ver- 
schiebung + K lagert, so hätte diese zur Folge, 
daB die Häufigkeitskurve der Ra- 
dialgeschwindigkeitem nicht um 
-den Wert: Null sich symmetrisch 
ausbreitet, sondern um die posi- 


tive Geschwindigkeit +K. In der 
folgenden Tabelle sind nun die durch Ab- 
2 Geschw.-Inter- Anzahl. der Radialgeschw. 
valle i> 9 | <0 
0—10 km 54 31 
10—20 , 56 18 
20—30 , 40 11 
80:35 10 2 
zählung gewonnenen Werte fiir. die Häufig- 
keit positiver und negative r Ridialessolsmiadias 
keiten der B-Sterne in verschiedenen Geschwin- 
digkeitsintervallen niedergelegt. Es offenbart sich 
in diesen 212 Radialgeschwindigkeiten ein ausge- 
sprochenes Uberwiegen der positiven Werte. Trigt 
man’ diese Häufigkeiten als Ordinaten zu den 
mittleren Geschwindigkeiten jedes Intervalls als 
Abszissen ab, so schmiegen sich-diese Punkte be- 
a a 
Pes sat 


