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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Sp 
Potsd. 
Rosenbg. 
A 
9500°C 
11000°C 
F 
6500 
7000 
G 
5500 
5000 
K 
4000 
3500 
M 
3200 
2500 
als Ausgang 0° C angenommen. Die mittleren 
Fehler der Potsdamer Messungen lassen sich bei 
10000° auf etwa ± 1000°, bei 5000° auf ± 250°, 
bei 3000° auf +100° abschätzen, d. h. die Be 
stimmung der Temperatur wird immer genauer, 
je tiefer die letztere ist. Von der Normalreihe der 
Spektralklassen fehlt in der Tabelle die Gruppe B 
der Heliumsterne. Ihre Temperatur ist wahrscheinlich noch merklich höher 
und mag zwischen B9 und BO bis auf 15000 oder 20000° steigen. 
Die Schwierigkeit aller spektralphotometrischen Arbeiten bringt es mit 
sich, daß an eine Temperaturbestimmung auch nur der helleren Sterne des 
Himmels nach diesem direkten Verfahren nicht gedacht werden kann. In 
folgedessen hat Wilsing neuerdings den Versuch gemacht, auf dem Um 
wege über die Sternfarben zu brauchbaren Werten von effektiven Tempe 
raturen zu gelangen. Da die Farbenskala der Sterne nach allen bisher aus 
geführten Untersuchungen zweifellos eine eindeutige Funktion der Tempe 
ratur ist, d. h. ein Ausdruck der im visuellen bzw. im photographischem Gebiete 
enthaltenen Strahlungsenergie, steht die Möglichkeit einer derartigen Lösung 
theoretisch wie praktisch fest. Die Hauptschwierigkeit liegt in der Konstruk 
tion eines zweckmäßigen Kolorimeters. Ist es erst gelungen, ein geeignetes 
Instrument dieser Art herzustellen, so besteht die weitere Aufgabe lediglich in 
der Ableitung der Beziehungen zwischen den Instrumentalablesungen und 
den Temperaturen bekannter Sterne. Damit ist das Instrument geeicht und 
kann zur Messung von Sternen unbekannter Temperatur verwendet werden. 
Da die Temperatur der elektrischen Vergleichslampen eines Photometers, 
wie sie sich aus der Gestalt ihrer Energiekurve ergibt, im günstigsten Falle 
2000 bis 3000° beträgt, bleibt die Anwendung eines Kolorimeters vor der 
Lampe, etwa in der ZöLLNERSchen Form (S. 112), eine recht unvollkommene 
Einrichtung, umsomehr, als hier obendrein gerade die meist vorkommende 
weiße Tönung durch die Polarisationsfarben gar nicht herstellbar ist. Wil 
sing ist daher dazu übergegangen, umgekehrt die Farbe der Sterne soweit 
meßbar zu verändern, bis sie derjenigen der normal belasteten Vergleichs 
lampe entsprach. 
Nachdem die Benutzung von Metallreflektionen sich als zu umständ 
Sp. 
Absolute Temperatur 
gemessen 0 = 5900° 
Bo 
15800° 
18300° 
B5 
11900 
13700 
Ao 
9500 
11000 
A5 
7900 
9100 
Fo 
6700 
7700 
F 5 
5800 
6700 
Go 
5100 
5900 
Gs 
4500 
5200 
Ko 
4000 
4600 
K5 
3600 
4200 
Ma 
3300 
3800 
Mb 
3000 
3400 
lich erwiesen hatte, wurde die Verwendung 
eines entsprechend berechneten Rotkeiles in 
der Brennebene des Fernrohres versucht. Die 
ideale Wirkung eines solchen Keiles soll der 
Bedingung entsprechen, daß die durch ihn 
bewirkte, an der Stellung des Keiles meßbare 
Farbenvertiefung des Sternes mit seiner Tem 
peraturstrahlung in einfache Beziehung zu 
bringen sein soll. Tatsächlich fand Wil 
sing ein rotes Filterglas der ScHOTTSchen 
Werke in Jena, dessen Transmissions 
koeffizient der gestellten Bedingung in so 
vollkommener Weise entspricht, daß man 
mit ihm tatsächlich die Temperaturunter-