und die Entstehung photographischer Bilder. 
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Instrument der Gebrüder Henry in Paris herbeigeftthrt worden sind, 
haben auch eine erneute Anregung zum Studium der photographischen 
Photometrie gegeben und dieselbe zu einem vorläufigen Abschlüsse gebracht. 
Im Jahre 1889 habe ich zuerst eine Untersuchung*) angestellt über 
die Beziehungen zwischen den Durchmessern der photographischen Stern 
scheibchen und den optisch bestimmten Sterngrössen. Ich benutzte kürzere 
Plejadenaufnahmen mit verschiedenen Expositionszeiten, welche v. Got 
ha rd mit einem Spiegelteleskope erhalten hatte, sowie eigene Aufnahmen 
mit einem fünfzölligen, für die chemischen Strahlen achromatisirten Ob 
jective, ausserdem aber noch Aufnahmen der künstlichen Sterne eines 
Zöllner’schen Photometers. Es zeigte sich, dass die gemessenen Durch 
messer innerhalb des gegebenen Intervalls von sechs resp. vier Grössen- 
classen durch eine äusserst einfache lineare Beziehung mit den Stern 
grössen in Verbindung stehen, nämlich durch die Form m = a-+-bD, 
wo a und b zwei Constanten sind, während m die Grössenclasse und D 
den Durchmesser bedeuten. 
Für die Beziehung zwischen Durchmesser und Expositionszeit fand 
ich bei den künstlichen Sternen des Photometers die Form D = D 0 V t, 
entsprechend dem früheren Bond’schen Resultate, während bei den Ple- 
jadensternen die Durchmesser gleichmässig wachsen, wenn die Expositions 
zeit in einer geometrischen Progression fortschreitet, wenn also eine loga- 
rithmische Beziehung zwischen beiden Quantitäten besteht; das letztere 
Resultat ist auch später von M. Wolf**) erhalten worden. 
Eine umfangreiche Untersuchung über die photographischen Stern 
grössen ist ebenfalls noch im Jahre 1889 von Charlier***) veröffentlicht 
worden, auf Grund von Plejadenaufnahmen. 
Unter Vernachlässigung der Diffraction nimmt derselbe an, dass bei 
der Helligkeit H — 0 auch der Durchmesser der Scheibchen D = 0 
wird, und dass dann H durch die folgende Potenzreihe darstellbar ist: 
H = pD"{ 1 + ß l V + ß 2 D 2 + • • •) • 
Die Charlier’schen Aufnahmen ergeben nun, dass bereits ß\ — 0 
gesetzt werden kann, dass also H — pD zu setzen ist; es wird dann die 
Sterngrösse 
m = a — b lgD , wo 
b = 2.5a und a = — 2.5 1 gp ist. 
* Scheiner, J. Application de la Photographie à la Détermination des Gran 
deurs Stellaires. Bull, du Comité. 1, 227. 
**) M. Wolf. Sur la Loi des Diamètres Photographiques des Disques Stellaires. 
Bull, du Comité. 1, 389. 
***) Charlier, C. V. L. Ueber die Anwendung der Sternphotographie zu Hellig 
keitsbestimmungen der Sterne. Publ. d. Astr. Gesellschaft. Nr. 19.