| längenplatte 
zh 25.17 
22. 6. 1923 


Öffnung s befestigt. 



"dadurch, daß man die in diesem Falle überflüssige 
2 Viertelwellenlängenplatte an (diesem Photometerende 
entfernt und die Platte F mit Plastilin auf der 
Eine wagerechte und senkrechte 
Teilung gibt die Lage von s in bezug auf den auf 
der Platte F sichtbaren Gesichtsfeldrand, an. Man hat 
also bei dieser Anordnung einen dem wirklichen 
‚Strahlengang entgegengesetzten. Da die Platte F 
‚diffus durchlässig ist, wird auf diese Weise das Pro- 
dukt “aus Durchlässigkeit und Vignettierungsfaktor, 
d. h. der Verlauf der wirklichen Beleuchtungsstärke, 
‚ gemessen. 
Im Abschnitt VI, 8. 215, wird darauf hingewiesen, 
daß man mit diesem Photometer (aber wieder mit der 
Viertelwellenlängenplatte) sehr bequem das Reflexions- 
vermögen beliebiger (ebener oder gekrümmter) Spiegel 
bestimmen kann. Im Abschnitt VII (frühere Arbeiten 
auf ähnlicher Grundlage), S. 215—216 wird darauf 
hingewiesen, daß F. E. Wright (The measurement of 
the intensity of transmitted and reflected light by 
polarisation photometers, Journal of the Optical 
Society of America 1919, 2—3, Nr. 3 bis 6, 8. 65—75) 
ebenfalls ein Koenig-Martenssches Photometer zu diesem 
Zwecke benutzt hat, aber ohne die Viertelwellen- 
und ohne die kleine Vergleichslampe. 
Gerade diese ermöglicht die bequeme Anwendung bei 
optischen Instrumenten verschiedener Länge und be- 
‘liebiger Form. Der Berichterstatter möchte noch den 
Hinweis hinzufügen, daß gleichzeitig mit F. EB. Wright 
im Journal of the Optical Society of America 1919, 
2—3, Nr. 3—6, S. 76—90, T. Townsend Smith ein 
gegenüber der Wrightschen Anordnung ein wenig ab- 
 geändertes Photometer beschrieben hat. 
Spektroskopische Parallaxen der Sterne vom Spek- 
traltypus A. Bisher war die von A. Kohlschütter und 
W. Adams begründete Methode der Bestimmung der 
absoluten Leuchtkraft der Sterne aus spektralen Merk- 
‚ malen nur auf die Sterne der Spektralklassen F bis M 
angewendet worden, da nur bei diesen Klassen ge- 
nügend ausgeprägte, 
abhiingende spektrale Charakteristika bei 
- Linien bekannt waren. Bei den Spektraltypen B und A 
fehlten diese; es hatte sich aber gezeigt, daß für alle 
. B-Sterne die Leuchtkraft nahe konstant ist, und daß 
bei 
Leuchtkraft 
einzelnen 
eindeutig von der 
den A-Sternen dasselbe - wenigstens für die ein- 
zelnen Unterklassen gilt. Nun haben W. 8. Adams 
§ und A. H. Joy in einer Untersuchung „A spectroscopic 
| method 
of determining the absolute magnitudes of 
A-Type stars and the parallaxes of 544 stars?) nach- 
‚gewiesen, daß man in der Sicherheit der Bestimmung 
der absoluten Leuchtkraft aus den Unterklassen des 
Typus A noch etwas weiter kommt, wenn man die 
Sterne der Unterklassen in solche mit scharfen (s) 
und solche mit verwaschenen Linien (n) trennt. 
Für die Untersuchung stand eine größere Anzahl 
von A-Sternen mit bekannter Entfernung zur Ver- 
fügung; teils solche des Taurus- und Ursa major- 
Stromes, deren Parallaxe besonders sicher ist, teils 
solche mit trigonometrisch bestimmter Entfernung. 
Ordnet man die hieraus hergeleiteten absoluten Größen 
mach den Unterklassen von A, und zwar nach den 
# Merkmalen » und s getrennt, 
| in beiden Fällen ein etwas verschiedenes Anwachsen 
so ergibt sich 
a) Astrophys. Journal Vol. 56, 8. 242, 
| Mt. Wilson Contributions Nr. 244. 
1922, und 

Pe non echo Mitteilungen. 
Astronomische 

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505 
Aus den Diskussionsbemerkungen (S. 216) sei zu- 
nächst hervorgehoben, daß T. Y. Baker mittels des 
von Guild ‘beschriebenen Photometers zahlreiche In- 
strumente photometriert hat und dabei Übereinstim- 
mung mit den theoretischen Werten feststellte. (Eine 
Zusammenstellung der theoretischen Werte findet man 
bei 7. Erfle in § 3 der Arbeit „Zur Wirkungsweise der 
Fernrohre“, Deutsche optische Wochenschrift 1919, 
351—355, 863—369, 1920, 3—5, 29—30). Außerdem 
hat H. 8. Ryland in der Diskussion (drei Methoden be- 
schrieben, die er einige Jahre vorher zum Vergleich 
der Durchlässigkeiten verschiedener Prismenfeldstecher 
‚benutzte. Die erste war eine Vergleichsmethode zur 
Feststellung, ob die Durchlässigkeit zwischen zwei 
bestimmten Normalen liegt, die man als optische 
Grenzlehren bezeichnen könnte. (Einzelheiten werden 
nicht mitgeteilt.) Bei der zweiten Methode wird die 
Austrittspupille des zu prüfenden Instruments und 
eines Normalinstruments gleichzeitig unter denselben 
Bedingungen photographiert. „Die dritte war eine 
Autokollimationsmethode zur Messung der absoluten 
Durchlässigkeit eines Instruments, wobei ein Teil des 
Lichtes nach zweimaligem Durchgang durch “das In- 
strument mit dem Licht verglichen wurde, das nicht 
durch das Instrument gegangen war.“ Zu dieser dritten 
Methode, für die Ryland keine weiteren Einzelheiten 
angibt, sei mitgeteilt, daß seit dem Jahre 1905 im 
internen Gebrauch des Zeißwerkes ein nach den An- 
gaben von Prof. Siedentopf gebautes Photometer zur 
Bestimmung der Lichtdurchlässigkeit von Fernrohren 
benutzt wird, das auf dem Grundsatz der Auto- 
kollimation in dir ne re ‚beruht, 
H. Erfle 7, Jena. 
Mitteilungen. 
der absoluten Größe mit fortschreitendem Spektral- 
typus. Die Sterne mit scharfen Linien sind, besonders 
für die - frühen A-Sterme, heller als die mit, ver- 
waschenen Linien. Durch die Beachtung der Be- 
schaffenheit der Linien läßt sich die Leuchtkraft und 
damit die Entfernung der A-Sterne spektroskopisch 
mit derselben Genauigkeit herleiten, wie bisher die der 
Sterne vom Typus F bis M. Die für 544 A-Sterne her- 
geleiteten Parallaxen nehmen entsprechend den Eigen- 
bewegungen dieser Sterne ab, wodurch die erlangten 
Ergebnisse eine Bestätigung erfahren. Die A-Sterne 
mit dem Spektralcharakter ,,c“ (scharfe Linien; Fun- 
kenlinien besonders stark und hervortretend) ordnen 
sich den hier gefundenen Beziehungen nicht ein und 
bedürfen besonderer Untersuchung. 
Die Geschwindigkeitsverteilung bei den Sternen der 
Spektraltypen F bis M. Die Bestimmung der spektro- 
skopischen Parallaxen einer größeren Anzahl von 
Sternen der Spektralklassen F bis M hat die Möglich- 
keit gegeben, die räumliche Geschwindigkeit dieser 
Sterne herzuleiten. Die Diskussion dieses Materials 
durch @. Strömberg (The distribution of the velocities 
of stars of spectral types F to M)?) ließ eine Reihe 
bedeutungsvoller Gesetzmäßigkeiten in der Sternbe- 
wegung erkennen, die eine glänzende Bestätigung der 
Schwarzschildschen Hypothese der Geschwindigkeits- 
ellipsoide bedeuten. Denkt man sich die Sterne einer 
Gruppe zu irgend einer Zeit in einem Punkt vereinigt, 
und bewegen sie sich von hier aus entsprechend: ihrem 
Geschwindigkeitsvektor, so wird die räumliche Ver-. 
2) Astrophys. Journal Vol. 56, 8. 265, 1922, und 
Mt. Wilson Contr. Nr. 245. 
