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wurde, so entspricht (nach den bisher erschienenen Helligkeitsbestimmungen 
zwischen 0° und + 20? Deklination) für die Gróssenklassen 6:0—7:5 der »Bonner 
Durchmusterung« das logarithmische Helligkeitsverhültniss 0:4 dem Unterschiede 
von einer Gróssenklasse, wáhrend sich für die Klassen 2'0 bis 6:0 dieser Loga- 
rithmus zu 0:329 ergiebt, welches Resultat zu dem von LiNDEMANN gefundenen 
sehr gut passt. Aus alledem geht aber hervor, dass das FECHNER'sche Gesetz 
auf die Beziehungen zwischen den Lichtintensitiäten und den gewöhnlichen 
Gróssenklassen nicht vollstündig passt, und dass das Helligkeitsverhàltniss zweier 
aufeinanderfolgender Gróssenklassen je nach der Helligkeit der Sterne und auch 
nach den Systemen, die in den verschiedenen Katalogen befolgt sind, etwas 
variabel ist. Man neigt sich jedoch in der Praxis jetzt immer mehr dem Ge- 
brauche zu, die oben erwáhnte Pocsow'sche Zahl 0:4 — /eg 2:512 für das loga- 
rithmische Helligkeitsverhältniss zweier aufeinander folgender Gróssenklassen, die 
auf Schätzungen beruhen, anzunehmen. 
Das Abschätzen der Sterngrössen mit blossem Auge ist natürlich ziemlich 
schwierig und zwar besonders noch deshalb, weil die Helligkeiten der Sterne 
keine schroffen Contraste, sondern alle Arten von Uebergängen zeigen, so dass 
man entweder Sterne verschiedener Helligkeiten in jede der Grössenklassen 
unterbringen oder Unterabtheilungen zwischen denselben einführen muss. Das 
letztere hat man nun gethan, und ARGELANDER hat im Anschluss daran eine Me- 
thode angegeben, welche die Bestimmung von Helligkeitsunterschieden der 
Sterne mit blossem Auge oder unter Benutzung eines schwach vergrössernden 
Fernrohres auf Grund sogen. »Stufenschätzungen« zu einer ziemlich genauen 
macht. Die Methode ist folgende: Um zwei benachbarte Sterne a und f, die 
höchstens eine Distanz von 10—12? und keinen starken Helligkeitsunterschied 
haben sollen, miteinander zu vergleichen, richtet man das Auge auf Stern a 
und dreht es so, dass derselbe am hellsten erscheint (was beim direkten Fixiren 
nicht der Fall ist), merkt sich die Helligkeit und wendet dann das Auge in der 
gleichen Weise auf Stern ß und schätzt dessen Lichtstärke gegen die von « ab; 
gelingt das nicht gleich, so fasst man nochmals « ins Auge und dann, wenn 
nöthig, wieder B, bis man ganz sicher ist, welcher von beiden der hellere 
und um wieviel er heller ist. Das »Wieviel« wird so geschützt: ARGELANDER 
theilt die Helligkeitsdifferenz zweier aufeinander folgender Gróssenklassen in zehn 
»Stufen«. Erscheinen nun beim Vergleichen die Sterne «a und 9 gleich hell oder 
bald der eine, bald der andere heller, so nennt man sie »gleich hell« und bezeichnet 
es durch: afl oder Ba. Erscheinen sie auf den ersten Blick gleich hell, aber 
findet man bei oftmaligem abwechselnden Fixiren, dass « doch eine Spur heller 
ist als 8, so sagt man: « ist »eine Stufe« heller als 8 und schreibt dafür «19, also 
den helleren Stern voran. Stellt sich heraus, dass « stets und unzweifelhaft 
heller als B ist, so betrágt der Helligkeitsunterschied zwischen beiden zwei Stufen, 
was man durch a2 bezeichnet. Fàllt die Lichtstárkendifferenz auf den ersten 
Blick ins Auge, so sind das drei Stufen, also «39. Ist der Gróssenabstand noch 
auffälliger, so sagt man, der Unterschied betrage vier Stufen, «498. Weiter soll 
man nicht gehen; ist die Differenz zwischen « und $ grösser, so muss man einen 
dritten Stern y, der seiner Lichtstüárke nach zwischen beiden steht, heranziehen 
und a mit y und y mit 8 vergleichen. Der Begriff einer »Stufe« wird auf diese 
Weise für geübte Beobachter ziemlich constant und sicher definirt, zwar schwankt 
derselbe nach den einzelnen Persónlichkeiten wohl etwas, doch ist er immer 
angenühert 0:1 Gróssenklasse.