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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
ren, sich bis zur M-Klasse erstrecken und hier gegen die Normalreihe der 
Zwergwelten besonders hervorstechen. 
In der folgenden Tabelle sind die 22 hellsten Sterne des Himmels, 
die alle Spektraltypen von B bis M umfassen, mit ihren Parallaxen und 
absoluten Helligkeiten 
enthalten. Während die 
sehr hellen Sterne der 
Klassen B bis A noch als 
Streuerscheinung einer 
einheitlichen mittleren 
Größe betrachtet werden 
können, unterliegt es kei 
nem Zweifel, daß etwa 
von der Klasse F an nur 
ein Teil der Sterne dem 
Gesetz der Abb. 209 folgt, 
d. h. mit fortschreitender 
Spektralklasse immer 
schwächer wird. Eine an 
dere nicht unbeträcht 
liche Gruppe von Sternen 
richtet sich nicht nach der 
Regel, sondern nimmt 
durch die ganzen-Spek 
tralklassen hindurch so 
wenig an Helligkeit ab, 
daß man hier bei der 
geringen Zahl der untersuchten Sterne vorläufig nur von einer Konstanz 
der absoluten Größe sprechen kann. 
Trotz der zweifellosen Verwirrung, die durch die Giganten in der nor 
malen Sternreihe angerichtet wird, werden doch die Verhältnisse nicht der 
artig getrübt, daß man etwa aus den übrig bleibenden Gesetzmäßigkeiten 
nichts mehr entnehmen könnte. An der Gabelung der beiden Zweige, also 
etwa von F bis G, wird es in den meisten Fällen nicht ganz einfach sein, die 
Normalreihe von den Giganten zu trennen, je größer aber der Abstand der 
beiden Zweige wird, desto leichter wird eine Entscheidung ausfallen. Zwi 
schen K und M sind Mittelglieder sehr selten, d. h. die gelbroten und roten 
Sterne am Himmel sind entweder Zwerge oder Giganten, so daß bei der merk 
lichen Divergenz 
die beiden Äste 
schließlich um vol 
le 9 Größenklassen 
auseinanderklaffen. 
Stern 
Sp. 
scheint). 
Gr. 
P 
abs. 
Gr. 
a Can mai 
Ao 
— 1.6 m 
0.38" 
+ 1.3 m 
a. Aigus 
Fo 
— 0.9 
0.01 : 
— 5.9: 
a Centauri .... 
Go 
0.1 
0.75 
+ 4.4 
a Lyrae 
Ao 
0.1 
0.10 
+ 0.1 
a Aurigae .... 
Go 
0.2 
0.07 
— 0.6 
or Bootis 
Ko 
0.2 
0.08 
— 0.6 
(3 Orionis .... 
B 8 
0.3 
0.01: 
— 4.7: 
a Can. min. . . . 
1 F 5 
0.5 
0.31 
+ 3.0 
a Eridani .... 
i B 5 
0.6 
0.04 
— 1.4 
a Orionis 
Ma 
0.9 
0.02 
— 2.6 
(3 Centauri .... 
Bl 
0.9 
0.03 
— 1.7 
a Aquilae .... 
A 5 
0.9 
0.24 
+ 2.8 
a Crucis 
Bl 
1.0 
0.01 : 
— 4.0: 
a Tauri 
K 5 
1.1 
0.06 
0.0 
/3 Gemin 
Ko 
1.2 
0.06 
+ 0.1 
« Virginis . . . . 
B 2 
1.2 
0.01 
— 3.8 
a Scorpii. ... 
Map 
1.2 
0.03 
— 1.4 
or Pise, austr.. . . i 
A3 
1.3 
0.14 
+ 2.1 
or Cygni . . . . 
A2 
1.3 
0.01 : 
-3.7: 
or Leonis 
B 8 
1.3 
0.02 
— 2.2 
/3 Crucis 
Bl 
1.5 
0.01 : 
— 3.5: 
or Gemin 
Ao 
1.6 
0.07 
+ 0.8 
Sonne | 
Go 
— 26.7 
+ 4.8 
Spektrum Fo—F9 
O 
o 
o 
CD 
W 
0 
1 
5* 
i w 
K4-K9 
Ma-Md 
Giganten +l.l: m 
Zwerge +4.1 
+ 0.6 m +1.3 m 
+ 5.3 +6.3 
+ 1.4 m 
+ 7.8 
+ 1.6 m 
+ 10.8 
An Stelle der Eindeutigkeit der ursprünglichen RussELLSchen Regel liegt hier 
also eine Zweideutigkeit vor. Für jeden Stern der Klassen F5 bis M sind 
demnach zwei Annahmen über die absolute Helligkeit möglich, die hier in 
einer kleinen Tabelle und in einer graphischen Darstellung (Abb. 210) ihren 
Ausdruck gefunden haben. Die Zahlen sind 1917 von Adams und Joy aus 500