Astrospectroskopie. 
Um die Zahlen dieser Tabelle mit denen der oben nach dem Potsdamer 
und O-Gyallaer Katalog zusammengestellten leichter vergleichen zu können, ist 
in der folgenden kleinen Tafel eine procentarische Umrechnung derselben ge- 
geben, wobei die Spectraltypen A bis D und Z bis Z entsprechend den VoGEL- 
schen Klassen Ia und IIa zusammengerechnet sind, während Typus M gleich- 
bedeutend mit Klasse IIIa ist. Die auf einer Horizontalreihe nebeneinander 
stehenden Zahlen geben also an, wieviel Procent der gesammten in der ent- 
sprechenden Zone beobachteten Sternspectren dem in der Ueberschrift der 
Columne genannten Spectraltypus angehóren. In der letzten Reihe sind die 
auf dem gesammten Himmelsraum bis zu — 25? Deklination geltenden Procent- 
sátze angeführt. 
  
  
  
  
  
Zonen und : ; ; 
Abtheilungen A bis D Æ bis I M 
+90° bis +61° 2/7 47:2 517 1-1 
+61° 27 bis 430° 54:0 45:4. 0:6 
—+30° bis 0° 53:0 46:0 1-0 
0° his — 959 49:3 ^ 49:8 0:9 
Milchstrasse D 58:4 41:0 0:6 
Ausserhalb ..…, . 41:0 57-8 1:9 
4-90? bis —95? 51:5 47:6 0:9 
  
  
  
Aus dieser Uebersicht zusammen mit der oben nach den Potsdamer und 
O-Gyallaer Katalogen gegebenen scheint nur das eine mit ziemlicher Wahr- 
scheinlichkeit gefolgert werden zu können, dass die Sterne der I. Klasse reich- 
lich die Hälfte aller ausmachen. Die der zweiten Klasse kommen ihnen nach 
der PrckERING'schen Uebersicht procentarisch ziemlich nahe, doch ist auf diese 
Zahl mit Rücksicht dessen, was oben über die Spectren des Typus 4 gesagt 
ist, wohl nicht sehr viel zu geben, jedenfalls scheint da die Hiufigkeitsziffer 
nach den beiden anderen Katalogen, wenn sie sich auch auf eine kleinere Zone 
am Himmel bezieht, zuverlässiger. Aus der letzten kleinen Tafel ist übrigens 
das eine mit ziemlicher Bestimmtheit zu schliessen, dass die Vertheilung der 
Sterne der einzelnen Spectralklassen in den verschiedenen Zonen am Himmel 
eine recht gleichmissige ist. Als einzige Ausnahme kónnte hier die Milchstrasse 
angesehen werden, in der das procentarische Verhültniss der Spectren I. Klasse 
zu denen II. sehr günstig für die ersteren liegt und gerade das Umgekehrte wie 
bei den Regionen ausserhalb der Milchstrasse ist. 
Auf eine genauere Besprechung der einzelnen Spectralklassen der Sterne 
hier einzugehen, fehlt es leider an Raum, und so mag nur nochmals kurz auf 
die physikalische Begründung der VoGEL’schen Klassen hingedeutet werden, nach 
welcher die Sterne mit Spectren der I. Klasse die heissesten sind, aus denen 
sich durch allmähliche Abkühlung diejenigen, deren Spectren der II. Klasse an- 
gehören, entwickelt haben, bis endlich bei noch weiterer Abkühlung die Sterne 
mit Spectren der III. Klasse entstehen, welche natürlich sich immer noch in 
glühendem Zustande befinden und sehr hohe Temperaturen haben, die letzteren 
sind nur relativ gering im Vergleich zu denen der; Klassen I und II. Wie hoch 
sich die Temperaturen wenigstens in der Photospháre, d. h. der Licht absor- 
birenden Schicht auf den Sternen, ungeführ belaufen, darüber giebt nach SCHEINER