Spektralphotometrische Integralhelligkeiten von 42 Sternen

Für 42 Sterne werden Integralhelligkeiten durch direkte Integration der Registrierkurven von Spektrogrammen in 16 aneinander anschließenden Bereichen von je 150 Å Breite zwischen 4000 Å und 6400 Å bestimmt. Es handelt sich dabei vor allem um Sterne der Hauptreihe ab Go und später, darunter 18 G‐Zwerge als Grundlage für einen statistischen absoluten Anschluß an die Sonne. Zur Verbesserung der Ergebnisse über die Ausgleichung hinaus wird ein Verfahren benutzt, das auf der Annahme beruht, daß die relativen Helligkeiten als Funktion der Wellenlänge zwischen Sternen mit wenig verschiedener Energieverteilung durch gerade Linien dargestellt werden können (, Glättung”, Abschnitt 7, 9, 11, 15). Die Ergebnisse sind in den Tabellen 14, 15, 16, 21 angegeben. Der mittlere Fehler der Ergebnisse ist in den meisten Fällen 0m02 und kleiner (Abschnitt 11). Die Ergebnisse für die G‐Sterne zeigt Abb. 2 in graphischer Darstellung. Der Vergleich mit den spektralphotometrischen Messungen von Göttingen an 12 gemeinsamen Sternen zeigt nach entsprechender Umrechnung eine sehr weitgehende übereinstimmung (Abschnitt 13, Tabelle 22). Dagegen erweisen sich die lichtelektrisch bestimmten spektralphotometrischen Helligkeiten von H all als wesentlich ungenauer als die Göttinger und die der vorliegenden Arbeit (Abschnitt 14, Tabelle 25). Auf Grund der guten übereinstimmung mit dem Göttinger System konnten 15 Sterne hieraus (darunter 2, die auch im Programm der 42 Sterne enthalten sind) in das vorliegende System eingearbeitet werden. Im ganzen liegen für 25 von 36 Sternen des Göttinger Systems die Helligkeiten im System dieser Arbeit vor (Abschnitt 13, Tabelle 23, 24, 27), das damit auf 55 Sterne anwächst. Im Abschnitt 16 (Tabelle 30, 31, 32, Abb. 4 ) werden die absoluten Intensitätsmessungen an A‐Sternen von Göttingen und von W illiams mit denen an der Sonne von P ettit und A bbot und ferner mit der Bearbeitung des ungestörten Kontinuums von M ulders (nach Anbringung der Absorptionen der Fraunhoferschen Linien nach W empe ) verglichen. Für λ>4500 Å stimmen alle Ergebnisse sehr gut überein; für λ<4500 Å zeigen sich dagegen merkbare Unterschiede. Ein Vergleich der absoluten Intensitätsverteilungen von Riesen, Überriesen und Zwergen ergibt eine weitgehende übereinstimmung in dem Sinne, daß einem Riesen oder überriesen ein Zwerg mit etwas späterem Spektraltyp zugeordnet werden kann, der bis auf die typischen Depressionsgebiete die gleiche Energieverteilung besitzt (Abschnitt 17, Abb. 4). Die absolute Energieverteilung der G‐Sterne weist zwei Maxima auf. Ferner wird darauf hingewiesen, daß die Totalabsorptionen der Wasserstofflinien bei A‐Sternen, auch bei schärferer Festlegung des Typus mit Hilfe der Energieverteilung, eine große reale Streuung zeigen (Abb. 5). Es wird auf die Bedeutung hingewiesen, die die „spektralphotometrischen Integralhelligkeiten” als „reine” Helligkeiten für die Verwendung der gewöhnlichen „Pseudohelligkeiten” (visuell, photographisch, lichtelektrisch) haben. Außerdem wird zum Begriff der isophoten Wellenlänge Stellung genommen (Abschnitt 19). Zur Charakterisierung monoton verlaufender relativer Helligkeitsverteilungen wird der Begriff der „Spanne” eingeführt. (Bemerkung am Schluß von Abschnitt 1.) In Abschnitt 18 wird die spektrale Empfindlichkeitsverteilung für eine Reihe von Filmen gleicher Emulsion, die über das ganze Programm verteilt sind, mitgeteilt. Es zeigen sich nur unwesentliche Unterschiede von Film zu Film. Aus dem Vergleich von drei Sternpaaren mit Helligkeitsunterschieden von etwa 2 m .5 mit den Helligkeiten der Potsdamer Durchmusterung bzw. dem Katalog von Z inner ergibt sich eine gute übereinstimmung (größter Unterschied 0 m .03, mittlere Abweichung 0 m .01). Damit ist eine Kontrolle der Gitterkonstanten gegeben (Abschnitt 12).