Astrophotometrie. 
Man kann 21 auch durch Beobachtung eines einzigen Sternes bestimmen, 
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indem man beide Prismen auf ihn richtet und die Objectivhilften auf gleiche 
Helligkeit stellt; sind die dabei abgelesenen Verschiebungen derselben v3, für 
P, und v, für 7, so ist, wie leicht abzuleiten, 
Ei = — 20% 2. 
fy Vy 
Um die Verschiebungen der Objectivhälften bestimmen zu können, muss 
man die Scalenablesung bei der Focusstellung der Objectivhälften kennen. Nun 
kann man aber sowohl durch Annähern einer solchen an das Ocular als auch 
durch Entfernen von demselben das punktartige Sternbild in eine leuchtende 
Fläche ausdehnen, d. h. es giebt für jede Objectivhälfte zwei Stellungen, bei 
welchen im Gesichtsfeld ein leuchtendes Dreieck von bestimmter Helligkeit 
erscheint. Betrachtet man wieder Stern a durch 2; und Stern B durch £5, und 
sind /, und /, die Ablesungen an den Objectivschiebern 1 und 2 bei Focus 
stellung, «, und 2, die entsprechenden bei Annáherung an das Ocular, ^, und 6, 
bei Entfernung von demselben, so ist unter Beibehaltung der sonstigen Bezeich- 
  
  
nungen in 
A, Hf 
Ocularnáhe: m VE = (f, — 4): (73 — Ar) 
P1 Pa 
He £f 
Ocularferne: d/ 75... (b, —/,): 0. — f) 
3 Pa 
durch Addition kommt 
He y 4 
— 1 — e (5, — 44) : (D, — a 
Pi Pa ( i 1) ( 2 2) 
oder logarithmisch geschrieben 
log H, — log Hy = 9 log (b, — a4) — 2 log (D, — ay) + log $e 
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Dadurch wird man von den Scalenablesungen bei Focalstellung der Objectiv- 
hälften unabhängig. Das Verhältniss P1 ist nun nicht constant, sondern wechselt 
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von Abend zu Abend, ja es ändert sich während einer Beobachtungsreihe, da 
es unmöglich ist, alle Objectiv- und Prismenflächen immer von Staub und Thau 
frei zu halten. Man muss also entweder durch Umtauschen der Sterne gegen 
die Prismen ^ eliminiren, oder, wenn die Messungen dadurch zu zeitraubend 
, , o 
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werden, das Verhiltniss zu Anfang und Ende einer abendlichen Beobachtungsreihe 
bestimmen. Die verschiedene Helligkeit des Himmelsgrundes, welche bei 
photometrischen Messungen von sehr nachtheiligem Einfluss sein kann, ist bei 
diesem Instrument dadurch ohne einen solchen, dass sich die gróssere oder ge- 
rngere Helle des Hintergrundes für beide Sterne zu einem Mittel mischt. Die 
Mängel des Apparates sind einmal in der Mühe, die das Auffinden der richtigen 
Objecte verursacht, und dann besonders darin zu suchen, dass durch die Re- 
flexionsvorrichtungen und die Ausbreitung in Flächen das Sternlicht derartig 
geschwächt wird, dass man schon ziemlich grosser Instrumente bedarf, um 
schwächere Sterne mit einander zu vergleichen. Der ursprüngliche STEINHEIL’sche 
Apparat hatte eine Objectivöffnung von 3'5 cm, und SEIDEL, der zahlreiche photo- 
metrische Messungen am Himmel damit gemacht hat, während der Erfinder 
ihn nur an künstlichen Sternen versuchte, konnte ihn nur noch gut auf Sterne