und die Entstehung photographischer Bilder. 
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sind die starken Werthe bei geringen Zenithdistanzen; sie entsprechen 
nicht den allgemeinen Erfahrungen. 
Jedenfalls darf man die Untersuchungen Uber die photographische 
Extinction noch nicht als abgeschlossen betrachten; man kann annehmen, 
dass sie etwa doppelt so stark ist als die optische, und man soll also 
bestrebt sein, bei photographischen Aufnahmen in möglichst grossen Höhen 
zu operiren. Auf die Aufnahme lichtschwacher Objecte, welche wegen ihrer 
Declination nur geringe Höhen erreichen können, muss man verzichten 
und dieselbe günstiger gelegenen Sternwarten überlassen. 
Hat man nun auf den verschiedenen Aufnahmen mehrere identische 
Objecte, so ist der Uebcrgang von einer Aufnahme zur andern mit grosser 
Exactheit herzustellen; es sind alsdann alle Aufgaben der Photometrie der 
Sterne auf photographischem Wege zu lösen möglich, und zwar, wie die 
Erfahrung gelehrt hat, mit einer Genauigkeit, welche den genauesten 
Messungen mit dem Zöllner'sehen Photometer mindestens entspricht. 
Das Intervall, innerhalb welches diese Genauigkeit erreicht werden kann, 
ist auf etwa sechs Grössenclassen anzugeben. Wird das Intervall grösser, 
so tritt bei den helleren Sternen bereits eine solche Unschärfe der Be 
grenzung der Scheibchen ein, dass die Durchmesserbestimmungen weniger 
exact ausfallen. Ich habe bereits angedeutet, dass einem weiteren Fort 
schritte hierin nur technische und keine principiellen Schwierigkeiten 
entgegenstehen, deren Beseitigung darin gesucht werden müsste, die Be 
grenzung der Sternscheibchen schärfer und damit ihre Durchmesser 
bestimmung exacter zu machen. Hierauf gerichtete Bestrebungen hätten 
sich also in der Richtung zu bewegen, die die Verbreiterung- der Scheibchen 
wesentlich hervorrufenden unregelmässigen Fehler der Objective möglichst 
herabzudrücken. 
Bei Benutzung der Photographie zur Mappirung des Himmels oder 
zur Herstellung eines Sterncatalogs wird man ähnlich wie bei Durch 
musterungen und Zonenbeobachtungen weniger Werth auf eine sehr genaue 
Grössenbestimmung der Sterne legen, als auf möglichste Gleichförmigkeit 
an den verschiedenen Stellen des Himmels. Auch schon der grossen 
ArbeitsVermehrung wegen wird man auf die Messung der Durchmesser 
der Sternscheibchen verzichten und vielmehr directe Grössenschätzungen 
nach einer durch Vergleiche mit bekannten Sternen erworbenen Scala 
anstellen. Die so gewonnenen Angaben sind nun ausser den eigentlichen, 
vom Beobachter abhängigen Schätzungsfehlern mit den sämmtlichen bisher 
besprochenen Fehlern behaftet, und da dieselben, wie wir gesehen haben, 
sehr beträchtliche Werthe erreichen können, so ist es nothwendig, be 
sondere Rücksicht auf ihre möglichste Vermeidung und Unschädlich 
machung zu nehmen.