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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Setzt man p 0 = 0.1" und logarithmiert, so erhält man 
2 logp + 2 = 0.4 (m Q — m) 
oder m 0 = m + 5 + 5 logp 
, m n — m 
bzw. log p = 5 — 1. 
Die beiden letzten leicht zu merkenden Formeln werden in der Astrophy 
sik dauernd verwertet, und wir werden später noch wiederholt auf die in ihnen 
ausgedrückten Beziehungen zurückgreifen müssen. Da der angenommene 
Normalabstand dem 2 062 648 fachen der Sonnenentfernung von der Erde ent 
spricht, so würde die Helligkeit der Sonne (— 26.7 m ) im Abstand p 0 = 0.1" 
rund 4.2510 12 geringer sein als jetzt. In Größenklassen ausgedrückt, beträgt 
das 31.6 m , d. h. die absolute Helligkeit der Sonne ist 4.9 m (S, 177). 
Eine Nebeneinanderstellung der Sterne nach ihren absoluten Helligkeiten 
konnte erst dann die Andeutung von Gesetzmäßigkeiten versprechen, als eine 
genügende Anzahl von sicheren Parallaxen vorlag. Vorher konnte man diese 
Gesetzmäßigkeiten höchstens ahnen. So ergaben einige sehr helle Sterne der 
Klasse B, wie Rigel, Regulus, Spica, und einige bekannte Objekte der Klasse 
M, wie Beteigeuze, Antares und y Crucis außerordentlich geringe Parallaxen, 
d. h. sehr große Entfernungen. Selbst wenn ihre Parallaxe im Mittel = 0.01", 
also wohl sicher noch zu groß angenommen wurde, fand man für diese 
Sterne absolute Helligkeiten von etwa — 4 m , die auf wahre Giganten hin 
deuteten. Anderseits kannte man einige andere Sterne, die, wie 61 Cygni 
oder der bekannte Schnelläufer Grombridge 1830, sehr merkliche Parallaxen 
trotz ihrer geringen scheinbaren Helligkeit aufwiesen und mit ihren abso 
luten Helligkeiten von 7V 2 m bzw. 6V 2 m gemeinsam mit der Sonne (5 m ) jenen 
Riesen als wahre Zwergwelten gegenüberstanden. Welche Spektralklassen 
indessen an der Bildung von solchen Groß- und Kleinwelten besonders be 
teiligt sind, war lange eine offene Frage. 
Als der amerikanische Astronom Russell 1912 an die Ordnung der Sterne 
nach Helligkeiten, Spektralklassen und Entfernungen ging, standen ihm un 
gefähr 140 direkt gemessene und etwa ebenso viele aus den parallelen Be 
wegungen der damals bekannten Sternströme abgeleitete sichere Parallaxen 
zur Verfügung. So gering dieses Material auch gegenüber der großen Zahl 
der Sterne erscheinen mag, so läßt es doch deutlich erkennen, daß die große 
Mehrzahl der Sterne eine sehr auffallende Korrelation zwischen dem Spektrum 
und der absoluten Helligkeit zeigt. Es wurde nämlich gefunden: 
Sp. 
Sternzahl 
Abs. Gr. 
B 2 
21 
— 1.2 m 
B 8 
8 
+ 0.3 
Ao 
13 
+ 0.5 
A4 
26 
+ 1.7 
Fo 
15 
+ 2.4 
F 5 
12 
+ 3.7 
Go 
18 
+ 5.0 
G 5 
9 
+ 5.1 
Ko 
9 
+ 6.4 
K 4 
7 
+ 7.0 
Sp. 
Sternzahl 
Abs. Gr. 
Ao 
6 
+ 1.4 m 
A4 
7 
+ 2.5 
Fl 
5 
+ 4.2 
F 5 
9 
+ 4.3 
Fs 
8 
+ 5.1 
Go 
29 
+ 5.7 
G 5 
19 
+ 5.7 
Ko 
28 
+ 7.1 
K 4 
19 
+ 9.2 
Ma 
10 
+ 9.9