Die Temperaturstrahlung der Fixsterne

Zusammenfassung

Einleitend werden die Prinzipien einer Temperaturdefinition für die Fixstern-strahlung eriäutert. Die Farbtemperatur bezieht sich auf die Form der Energiekurve, die Strahlungstemperatur auf die Intensität der vom Stern zu uns gelangenden Strahlung. Da die Sonne nicht wie ein vollkommen schwarzer Körper strahlt, erhält man je nach dem Spektralbereich verschiedene Farbtemperaturen. Mit bekannten Daten wird die Strahlungstemperatur der bolometrischen, der visuellen und der photographischen Helligkeit für die Sonne bestimmt. Die von Wilsing und Rosenberg aus der Intensitätsverteilung in den Sternspektren abgeleiteten Farbtemperaturen werden einer eingehenden Kritik unterzogen. Die Farbtemperatur der Fixsterne hängt wie die der Sonne von dem Spektralgebiet ab, auf das sich die Messungen beziehen. Die mittlcre Wellenlänge der Sampsonschen spektralphotometrischen Beobachtungen liegt zwischen den mittleren Wellenlängen der Wilsingschen und der Rosenbergschen. Der photographische Farbenindex (photographische minus visuelle Helligkeit) und der Wärmeindex (visuelle minus bolometrische Helligkeit) können zur Sicherung der Farbtemperaturskale benutzt werden, wenn man die beobachteten Helligkeiten auf ein einheitliches, durch Rechnung festgelegtes System reduziert. Die Strahlungs-temperatur der Fixsterne wird bestimmt erstens indirekt durch Berücksichtigung der Abweichungen der Sternstrahlung von der schwarzen Strahlung nach den spektralphotometrischen Beobachtungen oder nach den photographischen Farbenindizes, zweitens direkt aus der scheinbaren Helligkeit, wenn der scheinbare Halb-messer des Sternes bekannt ist. Den Schluß des Aufsatzes bildet eine Zusammenstellung der Temperaturen von 14 hellen Fixsternen, die von verschiedenen Autoren mit verschiedenen Instrumenten nach verschiedenartigen Beobachtungs- und Reduktionsmethoden erhalten wurden.