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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
die Zwerge und Giganten nach spektralen Eigentümlichkeiten zu trennen, 
sondern danach auch innerhalb der beiden Gruppen die absoluten Hellig 
keiten der Sterne mit überraschender Schärfe zu bestimmen. 
Obwohl die Spektra der Zwerg- und Gigantenserie Linie für Linie über 
einstimmen, ist das Aussehen einiger Absorptionen doch ein grundverschie 
denes. Der auffälligste Unterschied, auf den Kohlschütter und Adams auf 
merksam wurden, besteht darin, daß bei den Giganten der Klassen F5 —K& 
die Kalziumlinie A 4455, bei den Zwergen umgekehrt die Strontiumlinie A 4216 
sich durch besondere Auffälligkeit bemerkbar machen. Eine Zusammenfassung 
und Untersuchung der Sterne aller Typen zwischen F5 und K5 mit bekannter 
Parallaxe führte nun zu dem weiteren sehr wichtigen Ergebnis, daß die beiden 
Linien nicht nur die Zwerge und Giganten scharf trennen, sondern noch je 
nach der Stärke ihres Auftretens die Lage der Sterne innerhalb der Gruppen 
viel charakteristischer verraten, als dies nach der rein statistischen RussELLSchen 
Regel erwartet werden durfte. Wurde die Stärke der Linien A 4455 und 4216 
zwischen einige andere unveränderliche Absorptionen der gleichen Spektral 
klasse, etwa A 4494 und A 4250, eingeschätzt, so erhielt man aus den empi 
rischen Eichungen an hellen Sternen mit bekannter Parallaxe eine nahe line 
are Beziehung zwischen absoluter Helligkeit und Linienstärke. Die Streuung der 
Einzelwerte ist dabei so gering, daß es heute keinem Zweifel mehr unterliegt, daß 
man auf diese Weise die absoluten Helligkeiten auf etwa + 0.4 m abschätzen und 
daraus die Parallaxen der Sterne fast mit der gleichen, bei sehr kleinen Werten 
sogar mit höherer Genauigkeit bestimmen kann, als nach dem trigonometrischen 
Verfahren. Wenn man bedenkt, wie überaus mühselig das letztere ist, wie be 
grenzt es durch die Tatsache erscheint, daß Parallaxen um den Betrag p = 0.01", 
der etwa 300 Lichtjahren entspricht, auch für die vollkommensten Messungen 
die Grenze bilden, wird man die Wichtigkeit der Entdeckung erst genügend 
würdigen. Für die Eichung des interstellaren Raumes ist ein neues genaues 
Verfahren gefunden, mit dem selbst die fernsten Abstände überbrückt werden 
können, wenn die Lichtquelle nur stark genug ist, um ein einigermaßen gut 
ausexponiertes Spektrum zu geben. 
Ein erster Katalog von 500 spektroskopischen Parallaxen wurde von Adams 
und seinen Mitarbeitern im Jahre 1917, ein zweiter, enthaltend 1646 Sterne, 
im Jahre 1921 herausgegeben. Die Übereinstimmung mit den besten trigono 
metrischen Werten des Allegheny-, Mc. Cormick-, Yerkes- und Mt. Wilsonobser 
vatoriums ist bereits so weit erzielt, daß man für Sterne der Klassen F 5 bis 
K 5 beide Verfahren, das trigonometrische wie das spektroskopische, als nahe 
gleichwertig ansehen darf. Nach den Schätzungen von Adams sichert heute 
eine gute spektroskopische Parallaxe die Entfernung auf etwa 20 %• 
Unsicher werden die Ergebnisse erst bei den weißen Sternen der 
Klassen A bis F 5 und bei den roten der Klasse M. Bei den Sternen Fo 
bis F 5 mußten daher an Stelle der wenig veränderlichen Kalziumlinie 
die weitere Strontiumlinie A 4077 und die wahrscheinlich dem Titan ange 
hörende Absorption A 4290, die alle mit zunehmender absoluter Helligkeit 
stärker werden, Verwendung finden. Bei den M-Sternen ergab sich außerdem 
noch eine Beziehung der Sterndimensionen zu der Intensität der Wasserstoff 
linien Hß und Hy sowie zu einer unbekannten Absorption A 4207 und der 
Strontiumlinie A 4607.