VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
317 
Zahl der Sterne pro Quadratgrad in verschiedenen 
galaktischen Breiten. 
Sterne log N pro Quadratgrad für die galaktische Breite 
bis 
0° 
5° 
10° 
15° 
20° 
o 
0 
CO 
1 
40° 
50° 
60° 
70° 
80° 
90° 
Om 
6.02 
6.02 
6.02 
6.03 
6.02 
5.96 
5.88 
5.77 
5.68 
5.60 
5.54 
5.46 
1 
6.56 
6.56 
6.56 
6.56 
6.54 
6.48 
6.41 
6.32 
6.23 
6.17 
6.12 
6.06 
2 
7.10 
7.10 
7.09 
7.08 
7.06 
7.00 
6.93 
6.86 
6.79 
6.74 
6.70 
6.65 
3 
7.64 
7.64 
7.62 
7.60 
7.58 
7.51 
7.45 
7.39 
7.34 
7.30 
7.27 
7.23 
4 
8.18 
8.17 
8.15 
8.12 
8.09 
8.02 
7.97 
7.92 
7.88 
7 85 
7.83 
7.80 
5 
8.71 
8.70 
8.67 
8.63 
8.60 
8 52 
8.47 
8.43 
8.40 
8.39 
8.37 
8.35 
6 
9.24 
9.23 
9.19 
9.14 
9.10 
9.02 
8.97 
8.94 
8.91 
8.90 
8.90 
8.88 
7 
9.76 
9.74 
9.70 
9.64 
9.59 
9.50 
9.45 
9.42 
9.41 
9.40 
9.39 
9.39 
8 
0.27 
0.25 
0.20 
0.13 
0.08 
9.98 
9.92 
9.90 
9.88 
9.87 
9.86 
9.86 
9 
0.77 
0.75 
0.69 
0.61 
0.54 
0,44 
0.38 
0.34 
0.32 
0.31 
0.30 
0.30 
10 
1.25 
1.23 
1.16 
1.07 
1.00 
0.88 
0.80 
0.76 
0.74 
0.72 
0.70 
0.70 
11 
1.71 
1.69 
1.61 
1.51 
1.43 
1.29 
1.20 
1.15 
1.12 
1.09 
1.07 
1.07 
12 
2.14 
2.12 
2.03 
1.92 
1.82 
1.67 
1.57 
1.51 
1.46 
1.42 
1.39 
1.38 
13 
2.54 
2.51 
2.42 
2.30 
2.20 
2.02 
1.91 
1.83 
1.76 
1.71 
1.67 
1.66 
14 
2.92 
2.88 
2.78 
2.65 
2.54 
2.35 
2.21 
2.12 
2.04 
1.97 
1.92 
1.91 
15 
3.27 
3.23 
3.12 
2.98 
2.86 
2.66 
2.50 
2.39 
2.28 
2.20 
2.14 
2.12 
16 
3.61 
3.57 
3.45 
3.30 
3.17 
2.94 
2.76 
2.63 
2.51 
2.41 
2.34 
2.32 
sich aus der Form der Verteilungsfunktion, der die Zahlen folgen und die für 
die helleren Sterne nahe linear verläuft (Abb. 196). 
Die Sternspektra. Schon eine oberflächliche Betrachtung des gestirnten 
Himmels führt zu der Erkenntnis, daß sich die Fixsterne nicht nur durch ihre 
verschiedene Helligkeit voneinander unterschei- i og n 
den, sondern auch durch ihre Farbe. Die Mehr 
zahl der helleren Sterne erscheint in einem rein 
weißen bis bläulichen Licht; bei vielen ist aber 
die Farbe gelb mit allen Abstufungen der 
weißlich-gelben; eine geringere Zahl erscheint 
orange bis rot. Die Abweichungen in der Farbe 
lassen sich, wie man frühzeitig erkannt hat, 
auf Unterschiede in den Spektren und diese 
wiederum auf Abweichungen in der Tempera 
tur, der physischen Beschaffenheit usw. der 
Sterne zurückführen. Daher bildet eine nicht 
nur formale, sondern physikalisch begründete 
Klassifikation der Sternspektra eine der wich 
tigsten Aufgaben der Astrophysik. Nach den 
ersten unvollkommenen Versuchen Fraun 
hofers haben dann auch fast alle Astronomen, 
die sich mit Fixsternspektren beschäftigt haben, 
eine eigene Klassifikation aufgestellt, so daß 
deren Zahl recht beträchtlich ist. Eine, wenigstens 
vorläufig definitive Einigung in dieser Hinsicht 
ist erst in letzter Zeit erzielt worden. 4 - e- 
Die Einteilung der Sternspektra hat vor Abb. 196. Verteilung der Sterne 
allem als mnemotechnisches Hilfsmittel zu teifo^Vs^i'! goM