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ES he ce der durch sofortiges Nachfunken 
der vorläufigen Korrektion erzielte Vorteil in gar 
4 keinem Verhältnis zu der aufzuwendenden Leistung 
‚stehen; wenige Leute werden sich einen richtigen Be- 
griff davon machen können, welche Kosten dem Deut- 
schen Reiche erwachsen, wenn die Großfunkstelle 
Nauen täglich zweimal auch nur für jeweils wenige 
Minuten in Anspruch genommen wird. 
Nebenbei sei noch erwähnt, daß der mittlere Extra- 
polationsfehler im Zeitdienstbetriebe der Seewarte nicht 
größer als (derjenige der Pariser Sternwarte ist; jedoch 
- sei nochmals nachdrücklich betont, daß es für die Ver- 
wendung von funktelegraphischen Zeitsignalen bei der 
Durehfiihrung von scharfen Längenbestimmungen ziem- 
lich gleichgültig ist, ob der durchschnittliche absolute 
' Betrag der endgültigen Signalkorrektionen um einige 
- Hundertstelsekunden größer oder kleiner ist; wesent- 
lich ist nur, daß hinreichend genaue Korrektionen, von 
- mehreren zuverlässigen SER bestimmt, vorliegen. 
Herrn Bernheimers Ansicht, daß „für Längenbe- 
stimmungen nur ein Koinzidenzsignal als einwandfrei 
erscheint‘, ist in dieser Fassung nicht richtig. Die 
Frage nach dem Verwendungsbereich der verschiedenen 
Signalsysteme, die schon oft, meistens jedoch in un- 
richtiger Form, behandelt worden ist, läßt sich nur 
erörtern im Zusammenhang mit der Betrachtung der 
- stehen. Wer ohne Benutzung weiterer Hilfsmittel die 
_ Koinzidenzen zwischen den im Telephon hörbaren 
‚drahtlosen Punktsignalen und den Schlägen seiner 
- Uhr beobachtet, kann nicht damit rechnen, eine Ge- 
nauigkeit der Signalaufnahme von + 0°01 (das ist die 
beliebte, so oft angegebene Zahl) zu erreichen. Die 
_ innere Genauigkeit der Beobachtungen ist kein brauch- 
- bares Kriterium für die Zuverlässigkeit der gewon- 
- nenen Uhrkorrektion. Erst durch Verwendung ge- 
 wisser elektrischer Einrichtungen (übrigens ganz ein- 
E fucker Art) und bestimmter Schaltungen kann die Ein- 
' wirkung der menschlichen Sinne auf das Beobachtungs- 
 resultat so weit ausgeschaltet werden, daß man bei der 
 Aufinahme eines Koinzidenzsignals eine absolute Genauig- 
4 keit von einer Hundertstelsekunde, bei sehr groBer 
- Übung des Beobachters sogar von einigen Tausendstel- 
[ Bekunden erzielen kann. Eine völlige Ausschaltung des 
" persönlichen Moments wird nur gewährt durch Vor- 
richtungen für die enieche Registrierung der 
Sy drahtlosen Zeichen, und bei Verwendung solcher Ein- 
us riehtungen läßt sich auch ‘bei der Aufnahme der 
‚Onogo“-Signale eine Genauigkeit von einigen Tausend- 
teilen der Sekunde erreichen. Ja, man ist unter Um- 
 ständen nicht einapal auf ein „Zeitsignal“ angewiesen, 
sondern auch aus der an verschiedenen Orten durch- 
geführten selbsttätigen chronographischen Aufzeich- 
‘nung eines beliebigen Telegramms irgendeiner Funk- 
tion lassen sich unter Zugrundelesung von astro- 
mischen Zeitbestimmungen die Längenunterschiede 
ischen den einzelnen Orten ableiten. Man erkennt, 
für die Verwendungsmöglichkeit der verschiedenen 
enale nicht nur das Signalsystem maßgebend ist, 
ndern daß auch die für die Signalaufnahme zur Ver- 
gung stehenden Hilfsmittel eine Rolle spielen, und 
an sieht auch, daß die Fortschritte der Technik den 
Interschied zwischen ‚wissenschaftlichen“ (Koinzi- 
de Signalen und „gewöhnlichen“ (Onogo-) Signalen 
zu einem gewissen Teile verwischt haben. 
Durch dies alles soll der großen Wichtigkeit der 
nizidenzsignale natiirlich in keiner Weise Abbruch 
. In einer großen Zahl von Fallen kom- 
e >. allein in Frage, schon deshalb, ‘weil die allge- 

















Astronomische Mitteilungen. 
Hilfsmittel, (die für die Signalaufnahme zur Verfügung | 


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meine Einführung von Vorrichtungen für die selbst- 
tätige Registrierung von Funkzeichen wegen der hohen 
Kosten für Beschaffung und Unterhaltung der recht 
komplizierten Apparatur vorläufig nicht möglich sein 
wird. Die Seewarte hat sich daher bereits seit*langenı 
bemüht, die Aussendung von Koinzidenzsignalen durch 
die Großfunkstelle Nauen zu erreichen. Lediglich die 
Finanzverhältnisse des. Reiches haben die Ausführung 
des Planes bisher verhindert, Es besteht jetzt jedoch 
Aussicht, daß in einiger. Zeit Nauener Koinzidenz- 
signale eingeführt werden; über den Zeitpunkt des 
Beginns ihrer Abgabe wage ich vorläufig jedoch keine 
Angaben zu machen. H, Mahnkopf. 
Die Sterntemperaturen. In der Nature vom 
4, August 1923 (Vol. 112, Nr. 2805) gibt H. Dingle 
einen Zusammenfassenden Aufsatz tiber die Sterntempe 
raturen, dem die beiden hier wiedergegebenen, sehr in- 
struktiven Figuren entnommen sind, 
Es bestehen augenblicklich’ zwei Möglichkeiten zur 
Bestimmung der Sterntemperaturen. Einmal lassen 
sich aus ‘der Beschaffenheit der Absorptionslinien 
Schlüsse auf die Temperatur der absorbierenden Atmo- 
sphäre ziehen. Eine gwette Methode beruht auf der 
Bestimmung der Intensitätsverteilung im kontinuier- 
lichen Spektrum. Unter der Annahme, daß der Stern 
wie ein schwarzer Strahler leuchtet, ergeben die Strah- 
lungsgesetze den Betrag der Sterntemperatur. Es ist 
allerdings unbekannt, welcher Schicht diese Temperatur 
zuzuordnen ist; w ahrscheinlich gehört sie der unmittel- 
bar unter der Atmosphäre liegenden Photosphäre an, 
wofür auch die nahe Übereinstimmung der durch die 
beiden Methoden erhaltenen Temperaturwerte bei den 
einzelnen Sternen spricht. Für das Innere der Sterne 
sind bedeutend höhere Temperaturen als die direkt be- 
stimmten anzunehmen. Die durch die zweite Methode 
gewonnenen Werte bezeichnet man als effektive Stern- 
temperaturen. Die Fig. 1 enthält für eine Anzahl von 
Sternen solche effektiven absoluten Temperaturen (nach 
Ch. Nordmann) zusammen mit einer Reihe von Tem- 
peraturen, wie sie bei irdischen Vorgängen auftreten. 
Doch ist wohl zu beachten, daß diesen effektiven 
Temperaturen eine erhebliche Unsicherheit anhaftet. 
Besonders A. Brill hat neuerdings auf diesen Umstand 
hingewiesen‘). Für die Intensitätsverteilung im kon- 
tinuierlichen Spektrum der Sterne liegen meben den 
Beobachtungen von Ch. Nordmann vor allem zwei aus- 
gedehnte Messungsreihen vor: die im visuellen Teil 
des Spektrums von. Wilsing, Scheiner und Münch er- 
haltenen Werte und die photographisch von. H. Rosen- 
berg hergeleiteten. Die für beide Reihen getrennt auf 
Grund des Planckschen Strahlungsgesetzes bestimmten 
effektiven Sterntemperaturen zeigen starke systema- 
tische Unterschiede. Die heißesten Sterne übersteigen 
bei der optischen Messungsreihe des Potsdamer Obser- 
vatoriums kaum 15 000°; bei der photographischen 
Reihe Rosenbergs erreichen die Temperaturen dagegen 
unendlich hohe Beträge. A. Brill hat nun durch eine 
vergleichende Diskussion der beiden Reihen nachweisen 
können, daß diese Unterschiede nicht auf systematische 
Fehler in den Messungsreihen selbst zurückzuführen 
sind; vielmehr verhalten sich die Sterne nicht wie 
schwarze Strahler. Die unmittelbare Anwendung des 
Planckschen Strahlungsgesetzes zur Herleitung der 
effektiven Sterntemperaturen kann also nur zu nähe- 
rungsweise richtigen Werten führen, die besonders für 
1) A. Brill, Spektralphotometrische Untersuchungen, 
I. Albh. Astron, Nachr. 218, 209 (1923); II. Abb. 
Astron. Nachr. 219, 21 (1923). 
