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VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
frühzeitig in der Spektral- und Farbenfolge der Fixsterne im wesentlichen 
eine Abkühlungs-, d. h. eine Temperaturskala vermuten, doch war die An 
gabe auch nur der Größenordnung für die einzelnen Sterntemperaturen un 
möglich, solange die gesetzmäßige Beziehung zwischen der Temperatur 
eines Körpers und der ihr entsprechenden Strahlung noch verborgen war. 
Die Erkenntnis dieses Strahlungsgesetzes oder der sog. KiRCHHOFFschen 
Funktion ist eine Errungenschaft der neueren Zeit (S. 71 ff.). Nachdem es 
einmal gelungen war, durch ihre Anwendung auf die Sonne deren effektive 
Temperatur zu ermitteln, war auch die Bestimmung von Sterntemperaturen 
in greifbare Nähe gerückt. 
Durch die KiRCHHOFFSche Funktion bzw. die sog. PLANCKSchen Energie 
gleichung ist für einen strahlenden schwarzen Körper die Beziehung zwischen 
der Helligkeit einer bestimmten Wellenlänge und der Temperatur eindeutig 
festgelegt. Wenn wir also den Photosphären der Sterne die Eigenschaft des 
schwarzen Körpers beilegen dürfen, so wird man aus dieser Beziehung durch 
Vergleichung mit Messungen am schwarzen Körper unmittelbar die richtigen 
Sterntemperaturen erhalten; obwohl diese Voraussetzung, wie wir gesehen 
haben, wahrscheinlich vollauf zutrifft, sollen die abgeleiteten Temperaturen 
wie bei der Sonne nur als sog. effektive bezeichnet werden. 
Die Messung der relativen Helligkeiten der einzelnen Spektralgebiete 
geschieht mit Hilfe des Spektralphotometers, doch ist dieses mit großer Vor 
sicht zu benutzen. Bei den Sternen der Klassen B und A, in deren Spek 
tren nur wenige Absorptionslinien vorhanden sind, wird man ohne weiteres 
richtige Werte erhalten, nicht aber bei denen der Klasse F, G, K oder gar M. 
Wie wir kennen gelernt haben, nimmt hier die Zahl der Linien nach dem 
Violett hin außerordentlich zu, so daß die relative Schwäche der blauen und 
violetten Spektralgebiete in diesen Sternen durchaus nicht allein auf niedrige 
Temperatur zurückzuführen ist. Bei den M-Sternen fehlt das Violett von A 4300 
an vollständig, und zwar zweifellos durch Absorption und nicht etwa, weil 
die Temperatur so niedrig ist, daß überhaupt violettes Licht nicht ausge 
sendet wird. 
Durch entsprechende Auswahl von solchen linienarmen Gebieten haben 
um 1910 Wilsing und Scheiner den ersten Temperaturkatalog von 109 
hellen Sternen liefern können, dem dann 1919 ein weiterer von Wilsing und 
Münch mit 199 Objekten folgte. Die Messungen geschahen auf visuellem 
Wege mit dem großen Refraktor des Potsdamer Observatoriums unter Be 
nutzung eines CROVASchen Spektralphotometers mit Polarisationseinrichtung. 
Als Vergleichslichtquelle diente eine elektrische Lampe, deren Strahlung an 
die Energiekurve des schwarzen Körpers angeschlossen war. 
Unabhängig hiervon hat Rosenberg die gleiche Aufgabe auf photogra 
phischem Wege zu lösen versucht. Die Übereinstimmung zwischen den vi 
suell und photographisch ermittelten Temperaturen war ursprünglich recht 
mangelhaft, besonders bei den Sternen der rötlichen Typen, ein Zeichen 
dafür, wie schwierig es ist, die Verfälschungen, die die Energiekurve eines 
Spektrums durch die Linien und Bänder erleidet, zu beseitigen. 
In der kleinen Übersicht (S. 362) sind die Potsdamer und TübingerWerte,letz 
tere in der Neureduktion von Wilsing, gruppenweise nach der Spektralfolge 
zusammengestellt. Als Konstante der PLANCKSchen Gleichung sind 14350°,