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Müller und Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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wenn Sterne von sehr verschiedener Intensität mit einander verbunden werden sollen; denn dann 
werden bei Benutzung eines mittleren Diaphragmas die hellen Objecte merklich grösser, die schwachen 
dagegen merklich kleiner als die künstlichen Sterne erscheinen, und nach den bisherigen Erfahrungen 
ist die Wirkung eine derartige, dass die Helligkeitsdifferenz zweier Sterne im allgemeinen zu klein 
gemessen wird. Der Auffassungsfehler wird sich voraussichtlich nicht gleichmässig erweisen, sondern 
bei den allerhellsten und allerschwächsten Sternen am stärksten anwachsen, und es unterliegt wohl 
keinem Zweifel, dass der aussergewöhnlich starke Gang, welcher bei der Vergleichung der Wölfi 
schen Resultate mit denen anderer Beobachter zum Vorschein kommt, zum grössten Theil daher 
rührt, dass die meisten Messungen von Wolff bei viel zu kleinen Intensitätswinkeln angestellt sind. 
Bei anderen Beobachtern, z. B. Peirce und Lindemann, tritt der angedeutete Auffassungsunterschied 
nur wenig zu Tage, und Ceraski ist der Ansicht, dass seine Messungen in dieser Hinsicht ganz frei 
von Fehlern sind, was er sogar dadurch direct zu beweisen versuchte, dass er mit Hülfe von gleich 
mässig rotirenden Sectorblenden das Licht eines künstlichen Sterns in einem bestimmten Verhältnis 
schwächte und dann mit dem Photometerstern verglich; der Beweis ist jedoch deswegen nicht ganz 
überzeugend, weil es sich bei diesen Versuchen um die Vergleichung zweier künstlicher Sterne handelte, 
ein Unterschied im Aussehen der Objecte also gar nicht in Frage kam. Unter allen Umständen bleibt 
der besprochene Uebelstand ein wunder Punkt beim Zöllner’schen Photometer und erfordert bei der 
Anwendung desselben die grösste Vorsicht. Wir sind uns dieses Mangels durchaus bewusst gewesen, 
als wir den Beschluss fassten, für unser photometrisches Zonenunternehmen dem Zöllner’schen Apparate 
vor den anderen den Vorzug zu geben, wir glauben aber, durch entsprechende Anordnung der Be 
obachtungen den etwaigen Fehler so weit herabgedrückt zu haben, dass sein Einfluss auf die End 
resultate als verschwindend klein zu betrachten ist. Um dies zu erreichen, haben wir es auf das 
strengste vermieden, sehr grosse Helligkeitsunterschiede direct zu messen und extreme Ablesungen des 
Intensitätskreises zu benutzen. Nur in wenigen Fällen haben wir grössere Helligkeitsdifferenzen als 
2.5 Grössenclassen direct bestimmt, und Einstellungen am Photometerkreise unter io° und über 40 o 
kommen verhältnissmässig selten vor. Um die Messungen auf alle Sterne bis zur Grösse 7.5 aus 
dehnen zu können, haben wir zwei verschiedene Instrumente benutzt; mit dem einen sind die 
schwächeren Sterne von der 6. Grösse an, mit dem anderen die übrigen Sterne beobachtet worden, und 
zwar die von der 4. bis 6. Grösse mit einem Objectiv von längerer, die bis zur 4. Grösse mit einem 
Objectiv von kürzerer Brennweite, eventuell noch mit Anwendung von Blenden. Die Verbindung 
der einzelnen Abtheilungen unter einander geschah mit Hülfe der Fundamentalsterne, von denen die 
eine Hälfte für das stärkere, die andere für das schwächere Instrument passende Helligkeiten hatte. 
Die Diaphragmen für die künstlichen Sterne wurden in beiden Apparaten so gewählt, dass die Licht 
scheibchen den wirklichen Sternen von mittlerer Helligkeit gleichkamen und auffallende Unterschiede 
im Aussehen weder bei den hellsten noch bei den schwächsten Objecten zu Tage traten. Da die 
sämmtlichen Sterne unabhängig von zwei Beobachtern gemessen sind, so giebt schon die Vergleichung 
dieser Messungen mit einander eine Vorstellung davon, ob persönliche Auffassungsfehler von verschiedenem 
Betrage Vorkommen; wir haben es aber trotz des befriedigenden Resultates in dieser Beziehung nicht 
für überflüssig gehalten, am Schluss unserer Zonenbeobachtungen noch eine besondere Untersuchung 
über diesen Punkt anzustellen, indem wir mit beiden Instrumenten eine beträchtliche Zahl von Sternen 
etwa 6. Grösse bestimmten, die in dem einen sehr hell, in dem andern dagegen schwach erschienen. 
Das hierbei gewonnene Resultat ist, wie schon hier vorausgeschickt werden soll, durchaus zufrieden 
stellend und zeigt, dass unsere Messungen schwerlich mit merklichen Auffassungsfehlern behaftet sein 
können. Näheres darüber wird der letzte Abschnitt dieser Abhandlung enthalten. 
Die beiden Photometer, welche wir zu den Zonenbeobachtungen benutzt haben, sind schon