

















~ hohe Temperaturen unter Umständen von der Wahr- 












heit sehr stark abweichen können, In ausführlichen 
28000" -* GPersei 
25000° 
22000-M-W VPegasi 
20000° 
78500_\\ KO Perse/ 
77800 |. &BArIens 
‘ 
75000 © 
BR 4 9 Cassiopeiae 
73300 Ml x Algolg8Persei) 
72000°-N-%Vegal(olyrae) 
TOLO ON Ka Andromedae 
70000°\ 
8200_\\|_ x Polaris 
8000-1 & 0 Pensei 
§3Z20—\N_ Sonne 
50002 
4700". el 
| * B Andromm 
3700 eh (& epee) 
3600—K Krater delektr Lichbogens 
3500 ||| xp Perse/ 
2870 
2700 ~ & Orionis 
2680 ||| Acetylerflamme 
SEEGEM Wasserstoffflamme WR YDraconis 
7750 SchmelzpunktvonPlaft 
4370-—|| ” » Eisen 
7790 ” ” ky, 
600 » » Silben 
27. ” » Ble/ 
o 
Fig. 1. Effektive absolute Temperaturen ausgewählter 
Sterne im Vergleich zu den absoluten Rene ren 
einiger indisches SIEB 
Tabellen seiner zweiten Korindkuie gibt A Brill die 
‚Intensitätsverteilung im kontinuierlichen Spektrum der 
. einzelnen Spektralklassen und Unterklassen an und 
einem raschen Ansteigen und einem langsameren Ab- 
. Zeilen sind nach rechts zu: verschieben ; sie grären. 
Referenten: Walter GR, Benin Polen 
zur ea der Se Trotz der U. 
sicherheit, die den in Fig. 1 gegebenen Zahlenwer! 
zukommt, vermögen diese doch die Reihenfolge, in ¢ 
die Sterne sich ihrer Temperatur nach ordnen lasse 
richtig wiederzugeben. a: 
Dieses letztere ist besonders zur Beurteilung. 
Zusammenhanges wichtig, in welchem die Sterntemp B 
raturen mit den Entwicklungsstufen der Sterne steh en. | 
Die hier bestehenden Verhältnisse sind durch Fig. 
veranschaulicht. Die Entwicklung der Sterne ist von 
einem gewissen Anfangsstadium niedriger Tempera 
ab durch eine fortschreitende Kontraktion gekennzeich “{ 
net. Dabei durchläuft der Stern die charakteristischen 
Spektralklassen in einer ganz bestimmten Reihenfol 
Da jeder Spektralklasse eindeutig eine gewisse eff 
tive Temperatur zukommt, so ist die Sternentwicklu 






















“Mm onen Jahre ; 
Fig. 2. Erlwicklingsenne von Sternen Versehen 
Masse. (Abhängigkeit der erreichbaren Maximaltem 
ratur und der Entwieklungsdauer von der Masse). 
SHE p 
=i 
von einer kontinuierlichen Temperaturänderung 
fallen — ‚begleitet. Doch ist der Temperaturverlar E 
nicht fiir alle Sterne derselbe. Fig. 2 zeigt vielmehr, 
in welcher Weise er nach den Untersuchungen Bdding- : 
tons von der Masse abhängt. Nur die Sterne mit großer 
Masse (etwa dem Siebenfachen ‚der Sonnenmasse) er : 
reichen das Stadium der B-Sterne und damit die größ- 
ten bei den Sternen vorkommenden’ Temperaturen. 
Sterne von Sonnenmasse gelangen. höchstens zum Sta- 
dium der A-Sterne und durchlaufen ihre ganze Ent- 
wicklung in kürzerer Zeit als die Sterne großer Masse. 
Bei Sternen kleinerer Masse drängt sich die Entwick- 
lung weiter zusammen; sie erreichen bei ij, der Son- 
nenmasse Höchsttemperaturen, die der augenblicklichen 
Sonnentemperatur entsprechen, und können bei noch 
ne Masse gänzlich unsichtbar bleiben. 
A Eis 
y Berichtigungen, pale 
Zum Aufsatz: Die Anomalie des Re 
und der Gravitation im Kursker Gouvernement 
Heft 33, und zwar zu 8. 706, Spalte 2: Die ersten vi 
die erste Zeile der Spalte 1) auf N N a 
Zum Aufsatz von Northrop in Heft 34, S. TB, und 
zwar zur Uberschritt. Das Wort ‚durch‘ fehlt, Sie n 
natürlich heißen: Aaa, die aM eon der Eiweißkör 
zufassen? it 
Zum Aufsatz: Die Projektion der geologischen Kar 
in Heft 38, und zwar zu S. 794, Spalte 2. Die Za 
1 : 600 000 auf Zeile 10 muß mit ‘der Zahl ZU 3.00 
auf Zeile 11 vertauscht werden. me 
Zu dem Bericht: Spektroskapiäche Mitteilunge 
Heft 41, S. 845. Unter dem Bericht fehlt der Nam 




Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter:-Dr.-Ing. e.h. Dr. Arnold Be Berlin Wo. Wa, 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. $. Hermann & Co. in Berlin SW19.: 

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