VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
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Farbenindex und effektive Wellenlänge. Weit genauer und eindeu 
tiger als der physiologische mit dem Spektrum nur lose zusammenhängende 
Farbeneindruck gibt der sog. Farbenindex, d. h. der Überschuß der visuellen 
Helligkeit eines Sternes gegenüber der photographischen, ein Kriterium für 
den Spektralcharakter ab. Ist für eine bestimmte Größe und eine bestimmte 
Spektralklasse die Übereinstimmung von Okular- und Plattenhelligkeit etwa 
in der Form vereinbart, wie dies auf S. 314 geschehen ist, so treten bei 
allen anderen Spektralklassen sehr merkliche Unterschiede auf. In der folgen 
den Übersicht sind die Farbenindizes für die drei wichtigsten photometrisch 
photographischen Sternkataloge, die Harvard-, die Yerkes- und die Göt 
tinger Aktinometrie nach King, J. Parkhurst und Schwarzschild fabuliert. 
Die letzte Reihe bezieht sich ursprünglich auf das Potsdamer System, ist also 
hier zwecks eines Vergleiches 
mit den beiden anderen um 
den mittleren Skalenunter 
schied von + 0.23 m verbessert 
worden. Die dann noch her 
vortretenden größeren Un 
terschiede bei K5 und M 
erklären sich durch Abwei 
chungen in der hier etwas 
schwierigen Klassifikation 
und der geringen Zahl der 
betr. Sternspektra. 
Die ganze Bedeutung der 
Spek 
trum 
King 
Parkhurst 
Schwarzsch. 
Bo 
— 0.31 m 
1 —0.6 m 
— 0.41 m 
B5 
— 0.17 
— 0.28 
— 0.27 
Ao 
0.00 
-0.06 
— 0.07 
A5 
+ 0.18 
+ 0.18 
+ 0.13 
Fo 
+ 0.32 
+ 0.40 
+ 0.33 
F 5 
+ 0.52 
+ 0.63 
+ 0.53 
Go 
+ 0.71 
+ 0.86 
+ 0.77 
G5 
+ 0.90 
+ 1.08 
+ 1.03 
Ko 
+ 1.16 
+ 1.32 
+ 1.28 
K5 
+ 1.42 
+ 1.55 
+ 1.73 
M 
+ 1.67 
+ 1.77 
+ 2.1: 
Tabelle wird erst klar, wenn man ihre Mittelwerte graphisch aufträgt, wie 
das in Abb. 200 geschehen ist. Die eingezeichneten Punkte liegen in einer 
so schwach gekrümmten Kurve, daß man ohne Bedenken die Beziehung als 
linear annehmen und die Farbenindizes äquidistant etwa so ansetzen darf, 
wie das in der nebenstehenden 
kleinen Tafel geschehen ist. Die 
Feststellung dieser einfachen Be 
ziehungen hat der ursprünglich 
rein formalen ÜANNONschen Klas 
sifizierung der Spektra sofort 
einen tieferen Sinn gegeben und 
ihr die jetzige Stellung in der 
Astrophysik gesichert. 
Wie man sieht, ist auch bei dem photographischen Verfahren ein ein 
deutiges Verhältnis zwischen Farbe und Spektrum nur innerhalb der nor 
malen Folge der Spektra gesichert. Die Sterne mit hellen Linien (O) geben 
nur z. T. die Berechtigung zu einer Extrapolation der Kurve nach der nega 
tiven Richtung, und die N-Klasse ist noch weniger durch einen bestimmten 
Index charakterisiert. Er beträgt hier mindestens 2 Größenklassen, doch sind 
schon bei einzelnen sehr roten Sternen, wie beispielsweise bei den Veränder 
lichen U Cygni und S Cephei Farbenindizes bis zu 6 m festgestellt worden. 
Eine dritte Methode der Farbenbestimmung, die für statistische Durch 
musterungsarbeiten der vorangehenden mindestens ebenbürtig ist, verwendet 
Sp. 
Index 
Sp. 
Index 
Bo 
— 0.42 m 
Go 
+ 0.84 m 
B5 
— 0.21 
G5 
+ 1.05 
Ao 
0.00 
Ko 
+ 1.26 
A5 
+ 0.21 
K5 
+ 1.47 
Fo 
+ 0.42 
M 
+ 1.68 
F 5 
+ 0.63