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eines leuchtenden Sterns unabhlngig von Anziehungswirkungen in Bahnbewegungen haben wir zur Zeit keinen anderen Anhalt als die Eddngtmche Theorie uber das Strahlungsgleichgewicht in den Sternen; nach seinen Formeln berechnet Eddingtm selbst die Masse von 6Cephei zu 4 0 , also noch kleiner als im Fall 11, Damit waren die Widerspriiche der Doppel- sterntheorie noch schroffer.

Es sich vielleicht in folgender Weise aus dem

scheiden die Spektra der Riesensterne denen der Zwergsterne des gleichen Spektraltypus durch die groaere Stiirke bestimmter Linien, die alle *enhanced lines<, Funken- linien, sind und von den ionisierten Atomen ausgestrahlt werden; diese DifferenZen, nach dem Vorschlag Kohfic&ttea quantitativ verwendet, sind auf dem Mt. Wilson-Observatorium von Adanrs und seinen Mitarbeitern zu einer ausgiebigen Bestimmung absoluter Helligkeiten benuhtworden. Eine theoretische Gmnd- lage fiir das Auftreten solcher Linien wurde geschaffen, als nach dem Beispiel &gc~& 1) der bengalische Physiker Mtgh lvad &ha cine Formel aufstellte fir das Reaktionsgleich-

Spektrum &was iiber die Masse ableiten. Bekanntlich unter-

linien in der Chromosphiire und den friihesten Sterntypen. Er hat dabei seine Theorie zunahst zur Aufstellung und Kontrolle der Temperaturskale der Sternspektra benutzt ; es leuchtet aber ein, und ist von Saha in der Tat auch schon bemerkt worden s), dafl sich aus ihr auch sofort eine Erklarung der Spektral- differenzen zwischen Riesensternen und Zwergsternen ergibt. Die re la t ive Starke der Funkenl inien in den Riesen- s ternen ist keine d i rek te Funkt ion de r absoluten

Druck zumeist eingrofles Volumen, also eine groOe ausstrahlende Oberfliche bedingt, findet man empirisch eine Abhgngigkeit von der absoluten Helligkeit.

Damit ist die Moglichkeit geoffnet, aus dem Verhalten der Funkenlinien den Druck zu bestimmen, und damit iiber Dichte und Masse eine gewisse Entscheidung zu treffen : fiur hf= 4 oder 500 wechselt fur den mittleren 6 Cephei-Ver- anderlichen die Dichte von 0 . 0 0 0 ~ bis 0.003. Die auf Mt. Wilson hauptsachlich verwendeten sY+ Linien 4078 und 42 16. konnen an sich wenig entscheiden, da bei den Verhaltnissen der Riesensterne das Strontium fast volhg dissoziiert ist. Ein

Hel l igke i t , des Druckes ; weil ,ein geringer

darstellt, gestattet die Ionisierung als Funktion von Druck und Temperatur zu berechnen. Aus seinen Rechnungen geht klar hervor, daO neben der hohen Temperatur vor allem auch ein geringer Druck ein starkes Auftreten von Funkenlinien be- wirkt. S& hat seine Formel auf die Sonnenatmosphare und

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I n h a l t zu Xr. 5145. Fr. NoZke. ifber die Entstehung der Oberfliichenformationen des Mondes. 217. - A. PanneRoeR. Zur Doppelstern-Theorie der 8 Cephei-Vednderlichen. 227. - h e r die Tiitigkeit der Sternwarte in Moskau (Presnia:l. 231. -~

Gerchloupn 1922 Fcbr 03. Herausgeber: H. Kobold . Druck yon C. Schaidt. Expedition: Kid, Moltkear. 80. Postscheck-Konto Nr. 9238 Hamburg 1 1

fur SY 97 O/O und 99 '/' sind. Eine eingehende Erforschung der Intensitatsverhlltnisse der Linien verschiedenen Ursprunges wird daher, unter Zuhilfenahme der Ergebnisse der theore- tischen Physik, wertvolle AuGchlusse iiber die physikalischen Verhaltnisse solcher Sterne, und damit auch ihrer Massen,

Professor W. Ccraski, der seit 1877 an der Sternwarte tiitig war und ihre Arbeiten seit Jahrzehnten leitete, sah sich im Jahre I 9 I 6 aus Gesundheitsrucksichten auf. den Rat der Arzte genotigt, die Direktion der Sternwarte niederzulegen und Moskau zu verlassen. Er lebt jetzt mit seiner Gattin, die auch an seinen wissenschaftlichen Arbeiten tatigen Anteil

erlitten, wenn sie auch nach Umfang und Wirksamkeit durch den Mange1 an wissenschaftlicher Literatur und das Fehlen photographischer Platten und anderer Hilfsmittel beeintrachtigt wurden. Erst gegen Ende des vorigen Jahres trat hierin eine Besserung ein, indem zur groOen Freude der hloskauer Astro- nomen an die Sternwarte mehrere Publikationen auslandischer