und die Entstehung photographischer Bilder. 
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aber bald für jeden Beobachter eine feste Scala aus, deren individuelle 
Abweichungen durch Vergleichung mit photometrisch bestimmten Sternen 
ermittelt und durch spätere Reduction unschädlich gemacht werden müssen. 
Es ist sehr anzurathen, auch wegen der Messungen selbst, nicht mit 
einfachen, sondern mit Doppelfäden zu messen; die Vergleichung der 
Durchmesser der Sternscheibchen mit der Fadendistanz erleichtert das 
Grössenschätzen in hohem Masse. 
Unterhalb einer gewissen Helligkeit wird bei gegebener Expositions 
zeit keine Verbreiterung des primären Scheibchens mehr hervorgebracht. 
Die Sterne unterscheiden sich auf der Platte nur noch durch die Dichte 
des Niederschlags innerhalb der Scheibchen, und man kann hiernach die 
Grössenschätzungen bis zu den schwächsten Sternen fortsetzen. Die 
Schätzungen fallen aber sehr viel ungenauer aus als bei den helleren 
Sternen; die Luftunruhe ist hier von noch grösserem Einflüsse, und die 
Construction und Güte des Objectivs bedingen die Grenzen des Helligkeits 
intervalls dieser Sterne. Im allgemeinen wird man annehmen können, dass 
die schwächsten, noch eben erkennbaren Sterne 1 1 / 2 bis 2 Grössenclassen 
unterhalb der Helligkeit liegen, bei welcher eben ein in der Mitte noch 
ausexponirtes Scheibchen ohne merklich vergrösserten Durchmesser ent 
steht. 
Bei exacten photometrischen Untersuchungen können die unterexpo- 
nirten Scheibchen nicht mehr benutzt werden; sie bieten aber für die 
Frage nach der Lichtstärke photographischer Instrumente noch besonderes 
Interesse, und wir werden deshalb weiter unten noch ausführlich darauf 
zurückkommen müssen. 
Es ist bisher stillschweigend vorausgesetzt worden, dass die Ilcllig- 
keitsbestimmungen, welche auf photographischem Wege erhalten worden 
sind, durch die Verwendung optisch ihrer Helligkeit nach bestimmter 
Sterne an die optische Grössenscala angeschlossen werden, d. h., dass 
das mittlere Intervall der photographischen Scala gleich dem mittleren 
Intervall der optischen (2.5) genommen wird, und dass an mindestens 
einer Stelle die beiden Scalen einen identischen absoluten Werth haben. 
Diese Forderung ist streng nur dann zu erfüllen, wenn man sich auf 
die sogenannten weissen Sterne beschränkt, genauer ausgedrückt, auf die 
Sterne der ersten Spectralclasse, bei denen der blaue und violette Tlieil des 
Spectrums, der für die Photographie massgebend ist, nicht mehr durch 
Absorptionen beeinflusst ist als die weniger brechbaren, für das Auge 
wirksamsten Theile des Spectrums. Bei den Sternen der zweiten Spectral 
classe sind alle Theile des Spectrums durch Absorption geschwächt, so 
dass auch für das Auge ein solcher Stern schwächer ist, als er unter 
übrigens gleichen Umständen — gleiche Entfernung und gleiche wahre