Astrophotometrie. 307 
grosser Lichtmengen mit einiger Sicherheit zu bestimmen, dagegen nimmt es 
noch ausserordentlich geringe Helligkeitsunterschiede wahr. Wenn daher dem 
Auge zwei Lichteindrücke als vollkommen gleich erscheinen, so wird ihre that- 
sächliche Helligkeitsdifferenz nur noch sehr klein sein. Da nun der Mensch 
ausser dem Auge kein Mittel besitzt, um die Gleichheit von Lichtmengen zu 
priifen, so muss er dieselben, sobald das Auge keinen Unterschied mehr zu ent- 
decken vermag, für gleich erklären. Der dabei begangene Fehler wird um so 
grosser sein, je grosser die Helligkeit der verglichenen Lichtquellen ist, d. h. bei 
zwei sehr stark leuchtenden Objecten kann das Auge jene ganz geringen Hellig- 
keitsdifferenzen nicht mehr wahrnehmen, die es bei schwach leuchtenden Gegen- 
stinden noch entdeckt. Will man also den unvermeidlichen Fehler in móglichst 
engen Grenzen halten, so muss man nicht zu helle Lichteindrücke auf ihre 
Gleichheit prüfen und das Auge vor stórenden Einflüssen bewahren. Um nun 
zwei verschieden helie Lichteindrücke, die ein Flächenelement treffen, gleich zu 
machen, muss man, da man die Quellen derselben nicht verándernkann, denstárkeren 
der beiden Lichteindrücke so lange messbar schwáchen, bis beide gleich hell er- 
scheinen; aus der gemessenen Abschwüchung kann man dann das Verhiáltniss 
der verglichenen Lichtmengen und damit der Intensitüten der ursprünglichen 
Lichtquellen bestimmen. In der »Astrophotometrie« handelt es sich im Wesent- 
lichen um die Vergleichung der Helligkeit zweier Sterne, von denen der eine 
zuweilen ein künstlich hervorgerufener ist, dessen Licht sich dann bequem so 
lange abschwüchen lásst, bis es dem des natürlichen gleich ist. Wie eine der- 
artige Abschwächung zu erreichen ist, dazu geben die obigen Formeln für Q 
mehrere Wege an, denn dasselbe wird kleiner, wenn man 
1) z oder z, 4- 7', d. h. den Abstand der Lichtquelle vergróssert. Ist das 
auf df fallende Licht parallel, so kann man es durch ein convergentes diop- 
trisches System in die Form eines Doppelkegels bringen, dessen Scheitel im Brenn- 
punkte des Systems liegt. Legt man senkrecht zur Axe des Kegels Querschnitte 
durch denselben, so sind die Helligkeiten in gleich grossen Flüchenelementen 
derselben umgekehrt proportional den Quadraten der Abstinde der Querschnitte 
vom Scheitel des Kegels. 
2) df, d. h. das Licht empfangende Flächenelement verkleinert. 
3) zwischen die Lichtquelle und die beleuchtete Fläche verschieden stark 
absorbirende Medien einschiebt. Diese letztere Art der Schwächung ist in folgen- 
der Form für die Messung besonders bequem. Man polarisirt das von der 
helleren Lichtquelle kommende Licht, indem man es durch ein Nicor'sches 
Prisma schickt; lässt man es darauf noch ein zweites derartiges Prisma passiren, 
so kann man durch Drehen dieses zweiten analysirenden Nicols das Licht ganz 
allmählich bis zum völligen Verlöschen bringen. Die Grösse des Drehungs- 
winkeis giebt ein Maass für die Stärke der Abschwächung. Auf diesen drei 
Methoden beruhen alle hier zu erwähnenden 
Astrophotometer. 
In chronologischer Reihenfolge ist zuerst der Apparat zu nennen, den Jouw 
HERsCHEL bei seinen Beobachtungen in Feldhausen am Kap der guten Hoffnung 
benutzte. Um die Spitze eines 6:17;z hohen, senkrecht aufgestellten Pfahles ist 
eine Rolle frei drehbar, über die ein Seil láuft, mittelst welchem man das eine 
Ende einer 37 z; langen Stange emporziehen kann, deren anderes Ende in Augen- 
höhe frei um den Pfahl beweglich ist. An dieser Stange kann ein mit einem 
Gegengewicht ausbalancirter Schlitten durch Schnüre auf. und abgezogen werden. 
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