Eingegangen 1940 Oktober 26Die Abzahlungsergebnisse der Sterne nach Helligkeits-und Eigenbewegungsgruppen geben fur die Integralgleichung der Stellarstatistik zwei Losungen, die im absorptionsfreien Problem zu demselben Resultat ftihren. Bei interstellarer Absorption wird die Ubereinstimmung der beiden Losungen durch Variation der Absorptionsfunktion A (logp) erreicht. Die Grundgleichungen der Astrophotometrie und der StellarstatistikIn der Astrophotometrie wird gewohnlich als Resultat der Messung nicht die Intensitat, sondem eine GroBe, die proportional dem Logarithmus der Intensitat ist, angegeben. Die zu der Intensitat Iwelche eine Punkt-, Flachen-, Gesamt-oder auch eine spektrale Intensitat ist -gehorige scheinbare GroBe m eines Himmelskorpers, reduziert auf zenitale Helligkeit, wird durch die Gleichung bestimmt : I m = -2.5Iog - resultiert. Um die Konstante c unterscheiden sich die photometrischen Systeme der spektralen und der integralen Helligkeit 1).FaBt man Gleichung (28) als Integralgleichung auf, so wird man durch sie vor die beiden Aufgaben gestellt:Ia. Die Integralhelligkeit m und die zu ihr gehorigen spektralen Helligkeiten mt. sind bekannt; man sol1 die Verzerrungsfunktion ~( h ) ermitteln, zu deren photometrischem System die Integralhelligkeit nach der Gleichung (la) gehort. IIa. Die Integralhelligkeit m ist in dem bekannten photometrischen System v(h) gegeben; gesucht werden die spektralen Helligkeiten mt., aus deren Superposition mit der Verzerrungsfunktion a(h) die Integralhelligkeit m resultiert. Die Integralgleichung (la) laBt sich durch die Einfuhrung des Begriffes der isophoten Wellenlange ha losen:

I. D i e T e m p e r a t n r s k a l e n v o n r. Wilsing u n d v o n X. Rosmberg. Untersuchungen uber die Intensitatsverteilung in den kontinuierlichen Spektren der Sterne sind von Wilsing, Scheiner und Munch l) nach visuellen, von Rosenberg 2, nach photographischen Methoden in groaerem Umfange angestellt worden. Ihre Messungen bilden zur Zeit die Grundlage unserer Vorstellung uber die Strahlung der Fixsterne. Unter der Voraussetzung, dafi diese sehr nahe derjenigen von schwarzen Korpern bestimmter Temperatur entspricht, Ial3t sich aus der gemessenen Energieverteilung in den Sternspektren mittels der Ranchschen Energiegleichung die effektive Temperatur bestimmen, d. h. diejenige Temperatur, welche entsprechend der Energieverteilung an der Oberfllche des Sternes herrschen wiirde, wenn diese sich wie ein schwarzer Strahler verhielte. Die effektiven Temperaturen, welche Rosenberg aus den von ihm photographisch bestimmten Energiekurven ableitet, erreichen bei einigen Sternen des friihen A-Typus unendlich hohe Werte (5 Ursae majoris, a Coronae borealis); die von Wilsing, Scheiner und Munch aus spektralphotometrischen Okularbeobachtungen gefundenen Temperaturen uberschreiten selbst bei den heiaesten Sternen I 5000' nur in ganz seltenen Fallen, Die Abweichungen zwischen den beiden Reihen effektiver Temperaturen verschwinden bei etwa ~O O O ' , urn bei den spaten Typen mit entgegengesetztem Vorzeichen wieder aufzutreten. Wie Rosenberg gezeigt hat, lassen sich die beiden Temperaturskalen durch eine lineare Transformation ineinander uberfuhren. Stellt man den reziproken Wert der Temperatur nach Wilsing c/Tw als Funktion des entsprechenden nach Rosenberg C~T R graphisch dar, so gruppieren sich die zugehorigen Punkte sehr nahe um die Gerade, deren Gleichung Die WiZsingschen Werte clTw und die Rosenbergschen c/TR lassen sich in hinreichend gute Ubereinstimmung bringen, wenn man entweder die Potsdamer Skala im Verhaltnis I o : 6.2 erweitert, oder die Rosenbergsche im umgekehrten Verhaltnis zusammendruckt. In AN 204 Nr. 488 I hat Wilsing es unternommen, die Ursache der Unstimmigkeit zwischen den Resultaten visueller und photographischer Messungen aufzudecken ; seine Argumente schienen mir indes nicht recht stichhaltig zu sein, weshalb ich versuchte, den scheinbaren Widerspruchen zwischen beiden Temperaturskalen in anderer Weise nachzuforschen. Wenn ich das Resultat der vorliegenden Untersuchung vorwegnehmen darf, so ergeben sich keine systematischen Unterschiede zwischen den visuellen und den photographischen Energiebestimmungen, vielmehr scheint das PZancRsche Gesetz fur die Strahlung der Sterne in dem relativ weiten Spektralbereich der visuell und photographisch wirksamen Wellenlangen nicht mehr anniiherungsweise erfullt zu sein. lautet :

No abstract

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* Die Integralhelligkeit der bolometrischen, dcr visuell and der photo~aphiseh wirksamen Strahlung begreift die Wirkung der selektiven Sternabsorption ein, welehe in der umkehrendcn Sebicht des Sternes entsteht. ** Ragnar Lundblad, On the radiation and temperature of fhe external photospheric layers. Astrophys. Journ. 58, 113, 1923; Referat in 1Vaturwiss. 1~, 334. 1924.