VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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kanischen Instrumente, die bereits auf direktem Wege eine Trennung von 
Sternen bis zu O.l" gestatten, zweifellos einen Erfolg versprechen. Tatsäch 
lich ist es dann auch Anderson nicht nur gelungen, auf dem vorgezeich 
neten Wege Capelia als Doppelstern leicht zu erkennen, sondern auch die 
Elemente der Bahn aus den mit dem Interferometer beobachteten Positions 
winkeln und Distanzen der Komponenten auf das genaueste zu bestimmen. Die 
verbesserte Umlaufsperiode von a Aurigae beträgt danach 104.006 d und der 
Winkelabstand der Komponenten 0.05249", was bei einer Parallaxe p — 0.06" 
einer gegenseitigen Entfernung der beiden Sterne von 131000000 km gleich 
kommt. Die beiden fernen Sonnen bilden demnach ein engeres Paar als das 
System Sonne—Erde. Ihre Massen betragen aber das 4.6- bzw. das 3.6fache 
der Sonnenmasse, wodurch sich die Kürze der Umlaufsperiode — ein reich 
liches Vierteljahr — ohne weiteres erklärt. 
Giganten und Zwerge. Bevor wir auf die Beziehungen zwischen den 
Spektren bestimmter Sternklassen und ihren Entfernungen, also auf die sog. 
spektroskopischen Parallaxenbestimmungen eingehen, müssen einige auch für 
unsere sonstigen kosmischen Gesamtanschauungen überaus wichtige, aller 
dings nicht strenge Gesetze behandelt werden, die trotz aller scheinbarer 
Regellosigkeit in der Helligkeit, dem Spektrum und der räumlichen Vertei 
lung der Fixsterne offenbar bestehen. 
Wenn hier irgendwelche Beziehungen zwischen Helligkeit und Spektrum 
aufgestellt werden sollen, so ist es zunächst klar, daß dabei nur die abso 
lute, nicht die scheinbare Helligkeit gemeint sein kann. Ist die Parallaxe 
eines Sterns bekannt, so bedarf es nur einer Verabredung, auf welchen Ein 
heitswert der letzteren die Helligkeiten bezogen werden sollen, um nach ent 
sprechender Umrechnung unmittelbar vergleichbare Größen zu erhalten. Von 
den verschiedenen Vorschlägen, die teils auf volle Einheiten der Parallaxen 
sekunden (z. B. das Parsek, p = l") oder auf den abgerundeten Wert einer 
bestimmten Fixsternentfernung (z. B. das Siriometer, p = 0.2") für diesen 
Zweck zurückgreifen, hat sich schließlich die von Kapteyn angewendete Ent 
fernungseinheit p 0 = 0.1" allgemein eingebürgert. Sie entspricht einem Ab 
stand von 32.6 Lichtjahren und hat den Vorzug, daß beim Umrechnen der 
Sternhelligkeiten auf diese Entfernung absolute Größen resultieren, die im 
allgemeinen zwischen — 2 m und 8 m liegen. Dies entspricht der großen Zahl 
der mit bloßem Auge oder mit sehr bescheidenen optischen Hilfsmitteln sicht 
baren scheinbaren Helligkeiten der Sterne, so daß die üblichen Begriffe hell und 
schwach auch bei ihrer Anwendung auf die absoluten Größen erhalten bleiben. 
Die Beziehung zwischen der Parallaxe p eines Sterns und seiner schein 
baren Größe m einerseits, der Normalparallaxe p 0 = 0.1" und der absoluten 
Größe m 0 andererseits ist recht einfach. Bezeichnet man mit i und i 0 die In 
tensitäten, die m und m 0 entsprechen, so ist nach der Größendefinition (S. 92) 
4 - = 2.512( m ° _m > 
*0 
oder nach Einsetzung der Parallaxen und Berücksichtigung des quadra 
tischen Gesetzes der Lichtabnahme