und die Entstehung photographischer Bilder. 
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Zwischen den Farbenbezeiclmuugen nach Schmidt und den obigen 
Differenzen ist ein Zusammenhang nicht zu erkennen; es darf dies bei 
der Unsicherheit derartiger Angaben, wie schon angedeutet, nicht ver 
wundern. In Betreff der Spectra ist Genaueres nur über a Arietis und 
ß Andromedae bekannt, die sich etwa auf der ersten Uebergangsstufe von 
der zweiten zur dritten Classe befinden, rj Persei wird nahe der Classe lila 
angehören. Sterne der Classe III b sind in dem obigen Verzeichnisse nicht 
enthalten; es steht zu erwarten, dass für diese die Differenzen noch be 
trächtlicher werden würden. Als Resultat der Vergleichung ist zu ent 
nehmen, dass die Differenzen zwischen photographischer und optischer 
Grösse für die zweite Spectralclasse etwa zwischen 1.5 und 2.0 Grössen- 
classen liegen und für die Classe III jedenfalls mehr als 2.5 betragen 
werden. 
Die Benutzung einer photographischen Grössenscala neben einer op 
tischen, bei gleicher Berechtigung beider, stösst nur in einem Punkte auf 
Schwierigkeiten, nämlich in allen Fragen, in denen eine Beziehung zwischen 
Sterngrösse und Parallaxe auftritt. Es ist bisher, wie es scheint, überhaupt 
auf diesen Punkt nur wenig Rücksicht genommen worden. Auch bei 
optischen Grössenbestimmungen ist die Lichtmenge, welche ein Stern der 
zweiten oder gar dritten Spectralclasse aussendet, bei gleicher Masse des 
Sterns eine beträchtlich geringere als diejenige eines Sterns der I. Classe. 
Die bisher gefundenen Beziehungen zwischen Grösse und Parallaxe sind 
daher inhomogen, und da etwa i / 3 aller Sterne zur zweiten oder dritten 
Classe gehören, so sind für dieses Drittel zu kleine Parallaxenwerthe 
gefolgert. Dieses Missverhältniss wird für die Sterne, deren Grössen nach 
der photographischen Scala angegeben sind, beträchtlich gesteigert, indem 
für das erwähnte Drittel der Sterne die Intensitäten um das Vier- bis 
Fünffache kleiner erhalten werden als bei optischer Grössenbestimmung. 
Wie gross bei der letzteren bereits der Fehler ist, lässt sich nicht leicht 
übersehen, da eine grosse Reihe von Factoren bei den gefärbten Sternen 
in dem Sinne einer Herabsetzung der Lichtintensität auftritt, nämlich 
niedrigere Temperatur, vermehrte elective und allgemeine Absorption, und 
ferner der Umstand, dass bei diesen Sternen die Dichtigkeit eine grössere 
ist, dass also bei sonst gleicher Masse eine kleinere ausstrahlende Ober 
fläche vorhanden ist. 
Um die Unbequemlichkeiten und Uebelstände einer mit der optischen 
nicht identischen photographischen Helligkeitsscala zu umgehen, hat man 
die Benutzung der sogenannten orthochromatischen Platten vorgeschlagen. 
Es ist bereits in dem Abschnitte über Objective darauf hingewiesen worden, 
dass bei den absolut achromatischen Reflectoren sowie bei den mehr- 
linsigen Objectiven, bei denen nahe alle Strahlen vereinigt sind, diese