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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Reihe werden mit sehr geringer und die gleich- oder fast gleichgefärbten 
Zwerge am Ende als mit sehr hoher Dichte behaftet vorausgesetzt, und doch 
stimmt bis auf die bei den spektroskopischen Parallaxen geschilderten ge 
ringen Unterschiede Linie um Linie bei den beiden Sterngruppen überein. 
Unter diesen Umständen ist jede auch nur geschätzte Dichtebestim 
mung im Bereiche der Fixsternastronomie von größtem Wert, abgesehen 
davon, daß bei der hohen Bedeutung, die auf der Erde die Dichte oder das 
spezifische Gewicht hat, dieser Begriff an und für sich der Vorstellung viel 
näher kommt als etwa die Masse oder die räumliche Dimension eines 
Weltkörpers. 
Auf S. 339 ist bereits gezeigt worden, wie man bei Doppelsternen mit 
bekannten linearen Dimensionen der Bahn die Gesamtmasse der beiden 
Komponenten aus Abstand und Umlaufszeit in einfachster Weise berechnen 
und die Massen eventuell trennen kann. Wären nun in jedem Doppelstern 
system auch die linearen Dimensionen der Komponenten bekannt, so ist es 
klar, daß sich dann auch die Dichte d aus der Masse m und dem Volumen v 
aus der Beziehung 
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sofort berechnen ließe. Ein solcher Wert würde uns auch nur eine Vorstel 
lung von der mittleren Dichte des Gesamtsystems geben, immerhin aber 
höchst wertvoll sein. 
Nun sind bei den visuellen und den meisten spektroskopischen Doppel 
sternen die Durchmesser der Sterne unbekannt, die Dichte also auf diesem 
direkten Wege nicht bestimmbar. Es ist aber an einer anderen Stelle (S. 348) 
gezeigt worden, wie man bei bekannter effektiver Temperatur, d. h. bei be 
kanntem Spektrum eines Sterns, ferner unter Voraussetzung seiner absolu 
ten Helligkeit den Durchmesser physi 
kalisch nach dem Planck sehen bzw. 
Stefan-Botzmann sehen Gesetz ab 
leiten kann. Wendet man die betr. 
Strahlungsformeln auf die Doppel 
sterne mit bekannter Parallaxe an, 
so erhält man nach Bernewitz den 
nebenstehenden Gang der Dichte 
(Sonne = 1) mit der absoluten Stern 
größe und dem Spektrum. 
Wie aus den absoluten Helligkei 
ten hervorgeht, handelt es sich bei den betrachteten Systemen fast aus 
schließlich um Sterne der normalen Zwergreihe (Abb. 209). Der Gang der 
Dichte tritt hier deutlich, wenngleich nicht besonders auffällig hervor. Jeden 
falls hat die Dichte der Sonne im Vergleich zu anderen Sternen der glei 
chen Spektralklasse einen auffallend hohen Wert. 
Merklich zuverlässiger dürften die Dichten sein, die man bei den Ver 
finsterungsveränderlichen vom Algol- und ß Lyraetypus erhalten hat. Hier er 
geben sich schon aus der Lichtkurve die relativen Dimensionen der beiden 
Körper und der Bahn. Ist außerdem in den Elongationen die Radialgeschwin 
digkeit, d. h. sehr nahe die wahre Bahnbewegung von Hauptstern und Be 
Abs. Gr. 
Sp. 
Dichte 
Sterne 
0.8 m 
Ao—F3 
0.08 
4 
1.5 
Ao—F 2 
0.14 
4 
3.6 
Ao—Go 
0.23 
9 
2.5 
A 2 -K 2 
0.24 
9 
4.6 
F 1 —Gö 
0.45 
11 
5.6 
F 5 -K 0 
0.40 
11 
6.2 
F 2—K5 
0.50 
8 
7.9 
K 2 —K 5 
0 47 
5 
108 
Mb 
2.81 
2