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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
z. B. beim Strontium und der Kalziumlinie l 4455 gefunden hat, die Leucht 
kraft bzw. die Dimensionen der Sterne kennzeichnen, ist bereits auf S. 350 
dargelegt worden. Den Zwergsternen Sonne und a Centauri stehen hier 
die Giganten Capelia, a Ursae mai. u. a. gegenüber. 
Die Unterschiede der K-Klasse gegen G bestehen im wesentlichen in einer 
Verstärkung und Verbreiterung der Linien, so daß eine vermehrte Tendenz 
zum Zusammenfließen der Linien zu Bändern vorhanden ist, besonders im 
blauen und violetten Teil, wo die Anzahl der Linien besonders groß ist. 
Äußerlich verraten sich diese Änderungen deutlich an den Farben der Sterne, 
die von einem gelblichen Weiß bei F allmählich in ein gesättigtes rötliches 
Gelb bei K übergehen. 
Die überaus linienreichen Spektra der Klasse M erklären sich durch die 
Zunahme der Absorption mit sinkender Temperatur und das Auftreten che 
mischer Verbindungen in der Photosphäre. Die Linien und Liniengruppen 
vereinigen sich schließlich zu kräftigen Bändern, die nach den Untersuchungen 
von Fowler, der sie zuerst im Bogenspektrum des Titanoxyds vorfand, in 
erster Linie dieser und anderen Metallverbindungen angehören. Durch Hale 
u. a. ist ja nachgewiesen worden, daß auch im Spektrum der Sonnenflecken 
diese Bänder auftreten, was für die Deutung der meist in langen Perioden 
veränderlichen M-Sterne außerordentlich wichtig ist. Da die Sonnenfackeln 
einige Anklänge an frühere Klassen zeigen, die Photosphäre ein G- und die 
Sonnenflecke ein K- oder M-Spektrum ergeben, lassen sich an die Reihenfolge 
bereits bestimmte Vorstellungen knüpfen. 
Die stark rötliche Färbung der M-Sterne erklärt sich aus dem Aussehen 
des Spektrums vollkommen. Mit der Fraunhofer sehen Liniengruppe G 
(Ä 4J08) erscheint das letztere wie abgeschnitten, so daß Blau und Violett 
keinen merklichen Beitrag zum Gesamtlicht mehr liefern. 
Eine besondere Merkwürdigkeit der Klasse Md, der nur veränderliche 
Sterne von langer Periode, z. B. o Ceti angehören, bildet das mehr oder we 
niger deutliche Auftreten von Wasserstoff und anderer Emissionen im Ver 
laufe des Lichtwechsels, und zwar nicht nur um die Zeit der maximalen Hellig 
keit. Zweifellos liegt hier eine andere Ursache vor als bei den Bp- und 
Ap-Sternen mit ständig vorhandenen hellen Wasserstofflinien. Wahrschein 
lich handelt es sich in diesem Falle um periodische Erscheinungen, doch ist 
der Zusammenhang mit dem Lichtwechsel noch dunkel. Genauere Unter 
suchungen versprechen hier noch interessante Ergebnisse, wenngleich bei der 
Lichtschwäche der meisten Md-Sterne die spektrographischen Aufnahmen 
sich auf einige wenige hellere Objekte beschränken müssen. 
Sonderklassen der Sternspektra. Im Anschluß an die Spektra der Klasse 
M lassen sich zweckmäßigerweise gleich die Typen N und R besprechen, die 
gewisse Eigentümlichkeiten mit den M- bzw. K-Sternen gemeinsam haben, 
in anderer Hinsicht wiederum völlig gesondert dastehen. Für die N-Sterne 
geht das schon aus der Tatsache hervor, daß diese Klasse ganz im Gegen 
satz zum Typus M ausschließlich in der Milchstraße oder in deren nächster 
Nähe vorkommt, genau so, wie dies bereits bei den B- und c-Sternen fest 
gestellt worden ist. 
Schon die ersten Untersuchungen der stark rot gefärbten N-Sterne, wie 
sie Huggins, Vogel und Duner angestellt haben, ließen erkennen, daß die