II. Die photograph. Photometrie u. die Entstehung photograph. Bilder. 211 
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Die Frage nach der Ursache der Verbreiterung der photographischen 
Sternscheibchen hängt so innig mit der Ermittelung der physikalischen 
Beziehungen zwischen den Durchmessern der Scheibchen und der Inten 
sität und Expositionszeit zusammen, dass ihre Lösung auch vereint mit 
letzterer behandelt werden muss. 
Die photographische Verbreiterung oder Ausbreitung stark belichteter 
Stellen der Platten über die Belichtungsgrenze hinüber zeigt sich übrigens 
nicht nur bei Sternaufnahmen, sondern bei allen contrastreichen Photo 
graphien; man bezeichnete diese Ausbreitung früher als »photographische« 
oder »chemische« Irradiation und glaubte, dass sie auf einer Ausbreitung 
der chemischen Vorgänge innerhalb der empfindlichen Schicht durch 
Contact beruhe, dass sie also einen ähnlichen Vorgang darstelle, wie die 
Ausbreitung der chemischen Vereinigung oder Trennung innerhalb eines 
explosiven Gemisches, welche an einer Stelle eingeleitet worden ist. 
Der erste, der sich genauer mit der Frage nach der Ausbreitung 
der Sternscheibchen beschäftigt hat, war G. P. Bond*), Cambridge, dessen 
Untersuchungen hierüber im Jahre 1857 begonnen haben; es ist charak 
teristisch, wie genau Bond bereits damals die Eigentümlichkeiten des 
Vorganges erforscht hat, und wie er die Vortheile der photographisch 
photometrischen Methode erkannt hat, soweit dies nach dem damaligen 
Stande der physikalischen Kenntniss überhaupt möglich war: »Photo 
graphien von Sternen ungleicher Helligkeit bieten deutliche Unterschiede 
in Gestalt und Intensität dar, wenn ihre mit gleicher Expositionszeit er 
haltenen Bilder mit einander verglichen werden; es drängt sich sofort 
die Möglichkeit auf, sie nach einer Scala ihrer photographischen oder 
chemischen Grössen zu ordnen, welche analog der gewöhnlichen optischen 
Scala ist, sich aber von ihr wesentlich durch die Thatsache unterscheidet, 
dass sie auf wirkliche Messungen gegründet werden kann, gegenüber den 
vagen und ungewissen Schätzungen, auf welche sich die Astronomen 
bisher beschränkt haben, um die relative Helligkeit der Sterne in Zahlen 
auszudrücken. In drei Besonderheiten wird das vorgeschlagene System 
einen fraglosen Vortheil Uber das gewöhnlich benutzte haben, voraus 
gesetzt, dass die chemische Wirkung des Sternenlichtes kräftig genug ist, 
um genaue Bestimmungen seines Betrages zu geben. Es wird weniger 
zugänglich für individuelle Eigenthümliehkeiten unseres Gesichtssinnes 
sein. Es wird weniger Kaum sein für Unterschiede zwischen verschie 
denen Beobachtern oder für schlechte Uebereinstimmungen zwischen den 
Resultaten ein- und desselben Beobachters zu verschiedenen Zeiten, in 
Beziehung auf das Intensitäts-Verhältniss der verschiedenen Grössenclassen 
*) G. P. Bond. Stellar Photography. Astr. Nachr. 49, 81.