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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
hineininterpoliert werden. So unbequem auch die Handhabung eines jeden 
parallaktischen Instrumentes am Pol ist, so einfach gestaltet sich bei dem Ver 
fahren die Reduktion, die lediglich die Berücksichtigung der Extinktionsdiffe 
renz für Pol und Arbeitsgegend erfordert. Etwas weniger genau, aber für 
viele Fälle ausreichend sind die photographischen Sternfolgen der 80 sog. 
Selected Areas von Kapteyn, die seit 1920 fertig vorliegen. 
Die photometrischen Nullpunkte der einzelnen Skalen stimmen nicht ganz 
überein. So weicht die Harvardskala, die heute wohl am meisten angewendet 
wird, von der Potsdamer je nach Helligkeit und Spektrum bis zu 0.3 m in der 
Weise ab, daß die Potsdamer Werte gegen Harvard fast durchweg schwächer 
ausgefallen sind. Die Mt. Wilsonskala stimmt mit Harvard bis etwa 18 m sehr 
nahe überein, da das photographische System glücklicherweise rechtzeitig inter 
national festgelegt worden ist. Soweit nicht anders bemerkt, beziehen sich 
alle Angaben dieses Buches auf das Harvardsystem. 
Die Frage, wie weit es gelungen ist, die Konstanz des Größenfaktors 
2.512 (S. 92) bis zu den schwächsten Objekten zu wahren, läßt sich nur 
schätzungsweise beantworten. Bei der 15. Größe, bis zu der auch visuelle 
Messungen möglich und an klaren Abenden noch bequem ausführbar sind, 
kann heute die strenge Innehaltung der Gesetzmäßigkeit auf etwa ± 0.2 m 
des Endergebnisses als gesichert gelten. Wenn man bedenkt, daß 0.1 m eine 
für das Auge eben merkliche Helligkeitsdifferenz darstellt, so erscheint der Er 
folg angesichts des nur schrittweise möglichen Vordringens zu immer schwä 
cheren Sternen als sehr zufriedenstellend. Bei den noch schwächeren Sternen, 
die natürlich nur photographisch zu erreichen sind, wächst die Unsicherheit stark 
an, so daß an der Grenze, etwa bei der 20. Größenklasse, mit einem systema 
tischen Fehler von mindestens + l m gerechnet werden muß. Da noch vor 
wenigen Jahrzehnten bei den dem freien Auge sichtbaren Sternen Unsicher 
heiten von gleicher Größenordnung nichts Ungewöhnliches waren, wird auch 
dieser wahrscheinliche Fehler nicht besonders groß erscheinen. Wenn man 
aber bedenkt, daß dem Größenunterschied von 20 m ein Helligkeitsverhält 
nis von 1 : 100000000, dem von 21 m bereits ein solches von 1 :251000000 
entspricht, so wird man einsehen, wie vorsichtig die photometrischen Grenz 
zahlen zu irgendwelchen weiteren Schlüssen benutzt werden dürfen und wie 
notwendig es daher ist, hier weiterzuarbeiten. 
Eines der wichtigsten Ergebnisse, das die photometrischen Kataloge und 
die auf Grund ihrer Daten ausgeführten Eichungen und Zählungen geliefert 
haben, sind die Gradiententabellen, d. h. Sternverteilungstafeln, die uns für 
jede Sterngröße die Zahl der Individuen nach zwei Argumenten, der fallen 
den Helligkeit und dem Abstand von der Mittellinie der Milchstraße, dem sog. 
galaktischen Äquator, angeben. Die ausführlichste und wohl auch zuverlässigste 
dieser Tabellen ist neuerdings von van Rhijn gegeben worden. Da sie auch 
astrophysikalisch für die Sonderung der Sterne in zerstreuten Haufen und 
für andere Arbeiten eine große Bedeutung erlangt hat, soll sie hier mit 
geteilt werden. Sie enthält den Logarithmus N der Sternzahl pro Quadrat 
grad zwischen der 0. und 16. Größe, tabuliert nach galaktischen Breiten. 
Die Zahlen der Tabelle sind so zu verstehen, daß bis log N = 0, d. h. bis 
zur 8. bzw. 9. Größe hinter jedem A-Wert — 10 zu ergänzen ist. Die 
Verwendung der Logarithmen anstelle der natürlichen Zahlenwerte erklärt