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II. Die photographische Photometrie
und P und Q zwei Constanten bedeuten, welche für jede Platte gesondert
bestimmt werden müssen.
Die übrigen Untersuchungen Bonds, welche auf dem photometrisch
unrichtigen Principe der Objectivabblendung beruhen, mögen hier Ul (er
gangen werden.
Beinahe dreissig Jahre waren seit den Untersuchungen Bonds ver
flossen, in denen dieselben wohl ziemlich der Vergessenheit anheim
gefallen gewesen sind, bis im Jahre 1886 die Frage der photographischen
Photometrie durch Pickering*) neu angeregt worden ist. Bezeichnet
man mit.
a die Oeffnung des Objectivs,
f die Focallänge desselben,
t den Betrag des durch die Linse durchgelassenen Lichtes,
d den Durchmesser des kleinstmöglichen photographischen Bildes des
schwächsten Sterns, welcher noch ein Bild erzeugt,
m die Grösse eines solchen Sterns,
l das Verhältniss des von einem solchen Stern ausgesandten Lichtes
zu dem eines Sterns von der Grösse 0,
T die Expositionszeit,
s- die Empfindlichkeit der Platte, gemessen durch die Lichtmenge,
welche erforderlich ist, um die schwächste photographische Wirkung
zu erzeugen,
so ist nach Pickering:
m = — 2.5(lgA + 21gd + lgs — 21ga — Igt — IgT).
Pickering nimmt hierbei an, dass l proportional d 2 und s ist, und
d’i s
umgekehrt proportional a 1 und t und auch T: dann ist l = A -, wo
• a l tl
A eine Constante bedeutet.
Pickering deutet selbst an, dass diese Formel keinen praktischen
Werth besitzt, besonders weil d nur sehr unsicher zu bestimmen ist. Die
Grösse von d hängt für ein gegebenes Instrument ab zunächst von der
Luftunruhe; eine Vergleichung der d bei verschiedenen Instrumenten aus
den optischen Constanten derselben ist gar nicht möglich. Auch einige
andere Voraussetzungen in der Formel sind nicht richtig oder wenigstens
nicht bewiesen.
Die grossen Fortschritte in der Fixsternaufnahme, welche durch die
Verwendung der äusserst empfindlichen Bromsilberplatten und durch das
*) E. C. Pickering. An Investigation in Stellar Photography. Memoirs of
the Amer. Acad. 11, 179.
