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und um die bei verschiedenen Zenithdistanzen angestellten Beobachtungen des- 
  
Astrophotometrie. 325 
Mit dieser Methode lassen sich besonders die Helligkeitsschwankungen 
sogen. »veränderlicher Sterne« bequem und ziemlich sicher bestimmen und zwar 
auf zweierlei Weise. Entweder sucht man sich in der Nähe des zu bestimmen- 
den Veránderlichen zwei unveründerliche Sterne auf, die eine solche Helligkeits- 
differenz haben, dass der eine etwa eine bis zwei Stufen heller als der Veründer- 
liche im gróssten Glanze, der andere ebenso viel schwächer als der Veränder- 
liche bei geringster Helligkeit ist; die jedesmalige Lichtstärke des letzteren 
schátzt man zwischen die beiden unveründerlichen Helligkeiten ein. Oder wenn 
die Schwankungen des veründerlichen Steines eine Gróssenklasse oder mehr be- 
tragen, so sucht man vier unveránderliche Sterne in seiner Nihe auf, von denen 
zwei bei einer Differenz von 4—5 Stufen unter einander mit ihren Helligkeiten 
den Veránderlichen im gróssten Glanze gerade einschliessen, wührend die beiden 
anderen bei etwa gleicher Differenz sich ebenso gegenüber der geringsten Licht- 
stärke des Veründerlichen verhalten; auch hier schátzt man letzteren entweder 
zwischen das eine oder andere Paar ein. 
In neuester Zeit hat man versucht, die Helligkeiten ohne Zuhilfenahme des 
Auges zu bestimmen, indem man dasselbe durch die photographische Platte er- 
setzte. Auf der letzteren bilden sich die Sterne als Scheibchen von geringerem 
oder grósserem Durchmesser ab, welche umgekehrt proportional den Gróssen- 
klassen sind, d. h. der Durchmesser eines Sternes 9. Grósse ist auf der photo- 
graphischen Platte nur j von dem eines Sternes 1. Grosse. Ein Uebelstand 
dieser Methode liegt aber darin, dass nämlich die photographische Platte 
die Helligkeitsverháltnisse anders darstellt, als sie das Auge sieht. Das 
kommt daher, dass auf erstere besonders die blauen und violetten Strahlen 
wirken, während das Auge die Helligkeit hauptsächlich nach der Menge der 
gelben Strahlen schätzt; während also z. B. diesem ein gelber und ein blauer 
Stern gleich hell erscheinen, wird auf die Platte der Durchmesser des von 
letzterem erzeugten Scheibchens viel grösser sein, als derjenige des von ersterem 
herrührenden. 
Alle die hier besprochenen Apparate und Methoden liefern nicht direkt das 
wirkliche Helligkeitsverhültniss zweier Sterne, sondern nur dasjenige, welches 
sich an der Erdoberfliche dem Auge darbietet. Alle Lichtstrahlen, welche von 
ausserhalb der Erde zu derselben gelangen, müssen die Atmosphäre durchdringen, 
und von dieser werden sie bald mehr bald weniger stark absorbirt, d. h. ein 
Teil des Lichtes wird in der die Erde umgebenden Lufthülle ausgelöscht. Diese 
Extinction des Lichtes in der Atmosphäre 
ist nun verschieden stark je nach der Länge des Weges, den ein Strahl in der 
letzteren zurücklegen muss; ausserdem werden auch Druck, Feuchtigkeitsgehalt 
und Temperatur der Luft Aenderungen in der Absorption derselben hervorrufen 
können. Das Licht, welches ein Stern nach einem bestimmten Erdort schickt, 
wird den kürzesten Weg in der Atmosphäre zu durchlaufen haben, wenn der 
Stern im Zenith des betreffenden Ortes steht; je mehr er sich dem Horizont 
nähert, eine desto längere Strecke hat sein Licht in der Lufthülle der Erde zu 
durcheilen, eine desto grössere Absorption wird dasselbe erfahren. In andern 
Worten: für einen bestimmten Erdort nimmt die scheinbare Helligkeit eines 
Sternes mit wachsender Zenithdistanz desselben ab. Jede Messung der Licht- 
stärke eines Gestirnes hat also erst Werth, wenn man zugleich die Zenithdistanz 
angiebt, bei welcher dieselbe gemacht ist. Um das nicht immer thun zu müssen,