VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
345 
Die linke Tabelle bezieht sich auf zerstreute Sterne mit trigonometrisch 
bestimmten Entfernungen, die rechte ist auf der Parallaxe von vier Stern 
strömen gegründet. 
Trägt man diese Beziehungen graphisch auf (Abb.209), getrennt nach den 
beiden Tabellen, so erhält man in beiden Fällen recht glatte, fast lineare Be 
ziehungen, die vielleicht für beide Gruppen nicht genau identisch sind, aber 
doch einander sehr ähnlich verlaufen; denn es darf nicht vergessen werden, 
daß die eingetragenen Punkte Mittelwerte sind, und daß im einzelnen die 
Helligkeiten um diese Mittelwerte merklich streuen. Die beiden gerissenen 
parallelen Linien, die die beobachteten Kurvenpunkte reichlich einschließen, 
geben etwa die Grenzen dieser Streuung an. 
Die RussELLSche Feststellung ist von außerordentlicher Wichtigkeit. Sie 
zeigt, daß die absoluten Helligkeiten der Sterne nicht regellos verteilt, son 
dern sehr einfache Funktionen der Spektraltypen sind, daß es also danach 
möglich ist, für jeden beliebigen Stern mit bekanntem Spektrum seine ab 
solute Helligkeit innerhalb enger Grenzen abzuschätzen. 
Numeriert man die Spektraltypen derart, daß B = 0, A = 1, F = 2 und 
M = 5 gesetzt wird, so ist innerhalb eines wahrscheinlichen Fehlers von 
etwa + 1.5 Größenklassen die absolute Helligkeit eines Sterns durch eine 
der Gleichungen 
m 0 = — 1.6 m + 2.2 m • Sp. 
oder m 0 = - 1.1 m + 2.1 m • Sp. 
gegeben. Der erste Ausdruck entspricht der Gesamtdarstellung der Abb. 209, 
der zweite schließt sich in erster Linie den Sternen der Klassen A bis K an, 
die in überwiegender Mehrzahl am Himmel Vorkommen. Ist m 0 nach einer 
dieser Formeln (am besten der zweiten) bestimmt, so braucht man nur auf die 
S. 344 abgeleitete Parallaxenfor 
mel zurückzugreifen, um so aus der 
scheinbaren photometrischen Hel 
ligkeit und dem Spektraltypus so 
gleich den Abstand des Sterns zu 
ermitteln. 
Das RussELLsche Gesetz ist in 
dessen nicht ganz eindeutig. Zu 
nächst ist es nicht ausgeschlossen, 
daß bei wesentlich größerem Ma 
terial die Streuung sich als merk 
lich breiter erweist, als sie die 
noch nicht 300 Objekte der Rus- 
SELLschen Liste ergaben. Daß die 
Regel aber auch sehr starke Ab 
weichungen zeigen kann, lehren 
die bereits erwähnten Riesen un 
ter den helleren Sternen, die nicht 
nur am Anfang der Reihe Vor 
kommen, sondern, wie die Fälle 
von Beteigeuze und Antares leh- 
Abs. 
Gr. 
Spektrum 
F G 
+ 4 
+ 8 
+ 10 
\o 
\o 
Abb.209. Beziehungen zwischen der absoluten Hel 
ligkeit und den Spektren der Sterne. (Nach Russell.)