st mil- 
  
Astrophotometrie. 
Grósse Anzahl Grósse Anzahl 
1'0 bis 1:5 8 5:6 iis 6:5 3002 
1:6. , 925 35 6:6 5 T5 9955 
26, 5 99 T6 , 85 34169 
9:6. ,- 4^5 230 $6 , 94 120451 
46. 55 148 9:5 111276 
Es ist nun bereits oben bei Besprechung der Extinction des Lichtes in der 
Atmosphüre erwühnt, dass das Verháltniss der Helligkeiten zweier aufeinander- 
folgender Gróssenklassen 2:519 ist, und wenn diese Zahl auch sicherlich 
noch der Bestätigung oder Verbesserung bedarf, so ist sie doch für viele prak- 
tische Fälle ausreichend. Setzt man die Lichtstärke eines Sternes erster Grösse 
gleich der Einheit, so wäre also die Helligkeit eines Sternes 
1. Grösse = 1:0000 | 6. Grösse = 00100 
9. 5». = 03981 7. » = 0:0040 
3. n -01585 8. » = (0016 
4. n e 00631 9. » = 00006 
5. p 00951 10. » s 00008 
Es mag hier mit angeführt werden, dass TuwrLIz auf áhnlichem theoretischen 
Wege wie früher das Aequivalent für das Sonnenlicht, auch das für das Stern- 
licht bestimmt und gefunden hat, dass ein Stern 6. Grósse so hell erscheint, wie 
eine deutsche Normalkerze in einer Entfernung von 12 Kilometern. Man kann 
nun auch die Anzahl Sterne einer beliebigen Gróssenklasse (z7) bestimmen, cie 
nothwendig wáren, um zusammen die Helligkeit eines Sternes erster Grósse zu 
erreichen, dieser Werth ergiebt sich námlich aus dem Ausdruck (2:512)»—1. Setzt 
man z. B. für z; die Zahl 10 ein, so findet man, dass erst 3983 Sterne 10. Grósse 
im Stande sind, die Lichstürke eines Sternes 1. Grósse zu ersetzen.  Gestützt 
auf diese Werthe und die Zahl der Sterne in den verschiedenen Gróssenklassen 
findet man, dass die Gesammthelligkeit aller Sterne einer Hemisphäre, d. h. die 
Lichtmenge, die ein Ort auf der Erde von allen über seinem Horizont befindlichen 
Gestirnen (Planeten ausgenommen) in einer mondlosen Nacht empfängt, etwa 
der hundertste Theil der Helligkeit ist, die er durch den Vollmond erhalten 
würde. 
Alle die hier gemachten Angaben über die Anzahl der Sterne verschiedener 
Grôsse und die von ihnen ausgestrahlte Lichtmenge sind natürlich nur so lange 
gültig, als die Helligkeit der einzelnen Sterne keinen Schwankungen unterworfen 
ist. Nun darf man aber die Lichtstärke derselben keineswegs als unveránderlich 
annehmen, und wenn auch die Ansicht Gourp's, dass die meisten Sterne ihre 
Helligkeit wechselten, und dass nur die photometrischen Messungsmethoden viel- 
fach nicht fein genug seien, um dies zu constatiren, eben nur eine Vermuthung 
ist, so kennt man doch bis jetzt etwa 250 Sterne, deren Lichtstárke periodischen 
Schwankungen unterworfen ist und die man daher als 
Veránderliche Sterne 
bezeichnet. Die Auffindung der meisten derselben und die systematische Ver- 
folgung ihrer wechselnden Lichterscheinungen gehórt erst dem 19. Jahrhundert 
an, wenn auch einige besonders auffällige schon früher entdeckt und beobachtet 
wurden. Die Mannigfaltigkeit des Lichtwechsels ist nun sowohl in Bezug auf 
die Dauer der periodischen Wiederkehr wie auch auf die Stärke desselben bei 
den verschiedenen Veränderlichen eine so ausserordentlich grosse, dass es