322 Astrophotometrie, 
es sich hier) eine verhältnissmässig beschränkte, ähnlich wie das bei sehr grossen 
Lichtstärken der Fall ist; die Messungen werden also dadurch an Genauigkeit 
verlieren; auch werden die Farben der Sterne hier ihren stórenden Einfluss 
geltend machen. Endlich ist es sehr die Frage, ob der Keil das Licht gleich- 
mássig absorbirt. Untersuchungen von LANGLEY mit dem Bolometer haben dar- 
gethan, dass der Keil in allen Theilen selectiv absorbirt und zwar nicht nur in 
Bezug auf Wärme-, sondern auch auf Lichtstrahlen. Die Durchlässigkeit des 
Keiles wächst mit der Wellenlänge, also vom violetten zum rothen Ende des 
Spectrums. Indessen ist es fraglich, ob die von LANGLEY für ein Exemplar 
gefundenen Differenzen in der Absorption jedesmal auftreten und dann so 
stark sind, dass sie das Auge merklich beeinflussen; bei anderen Apparaten 
dieser Art hat sich die selective Absorption als nicht stórend bei den Messungen 
erwiesen. Dagegen dürfte die Helligkeit des Himmelshintergrundes durchaus 
nicht ohne Einflus auf die Beobachtungen sein. Ausserdem darf man nicht 
Sterne von zu grosser Helligkeitsdifferenz mit einander vergleichen, weil sonst 
durch die Unsicherheit in der Bestimmung der oben erwühnten Constanten des 
Keils zu grosse Fehler in das Resultat getragen werden. 
Auf dem gleichen Princip der Auslóschung der Sterne beruht das von 
PARKHURST bei seinen Planetoidenbeobachtungen angewandte Photometer. Eine 
dünne Glasplatte, deren Oberflächen einen sehr kleinen Winkel mit einander 
bilden, ist nahe der Focalebene eines grösseren Fernrohres so in den vom Objectiv 
erzeugten Strahlenkegel eingeschaltet, dass es denselben gerade zur Hälfte durch- 
schneidet. Läuft nun ein Stern durch das Gesichtsfeld des ruhenden Fernrohres, 
so geht das Licht desselben anfangs an der Glasplatte vorbei. Sowie jedoch 
seine ersten Strahlen durch die Platte hindurchgehen, bildet sich ein zweites 
schwaches Bild des Sternes, das an Helligkeit ständig zunimmt, während das 
ursprüngliche bis zum Verlöschen abnimmt. Verschieden helle Sterne werden 
von ihrem Eintritt in das Gesichtsfeld an verschieden lange Wege bis zum 
Punkte ihres Auslöschens zu durchlaufen haben, und aus der Vergleichung dieser 
Weglängen lässt sich in Verbindung mit einer Constanten des Instrumentes das 
Helligkeitsverhältniss der beiden Sterne bestimmen. Diese Constante kann ent- 
weder auf theoretischem oder besser noch auf empirischem Wege ermittelt 
werden. 
Das sind die hauptsächlichsten Instrumente, die man zur Bestimmung der 
Helligkeitsverhältnisse der Sterne unter einander construirt hat, aber schon zwei 
Jahrtausende vor der Erfindung derselben hat man die Lichtstärken der Sterne 
gegeneinander abgeschätzt, indem man sich ausschliesslich des Auges als In- 
strument bediente. Da nun ein heller Stern dem unbewaffneten Auge grösser 
erscheint, als ein schwacher, so bezeichnete man die Helligkeit eines Sternes 
als seine »Grösse« (magnitudo) und zwar unterschied man bei den mit blossem 
Auge sichtbaren Gestirnen sechs Grössenklassen, eine Eintheilung, die man noch 
heute beibehalten und auch auf die teleskopischen Sterne ausgedehnt hat, indem 
man einfach die Zahl der Grössenklassen erweiterte. Der Begriff einer Grössen- 
klasse als Helligkeitsdifferenz ist also im Grunde ein willkürlicher, und es würde 
sich nun zunächst fragen, in welcher Beziehung steht derselbe zu den Hellig- 
keitsverhältnissen, die man durch die Anwendung photometrischer Instrumente 
zwischen den Lichterscheinungen am Himmel ermittelt. Nun hat FECHNER es 
als psychophysisches Grundgesetz aufgestellt, dass, wenn man zwei Lichtintensi- 
täten, die das Auge noch gerade unterscheiden kann, in gleichem Verhältniss