III. Die Photometrie 
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Eine genauere Beschreibung des Apparates kann hier nicht gegeben werden. 
Seine Wirkungsweise ist aus Abb. 90, welche die von ihm registrierte 
Schwärzungsverteilung in zwei aufeinanderfolgenden hellen Ringen eines 
FABRY-PEROTSchen Interferometers (S. 57) veranschaulicht, deutlich zu er 
sehen. Bei der Vermessung von Spektren hat das KocHSche Verfahren den 
Beobachter bereits völlig entlastet. Feinere Einzelheiten, wie die Struktur 
der Spektrallinien, sind überhaupt gar nicht anders als auf diesem Wege 
zu erhalten. 
Die Stufenschätzungsmethode. Es ist als oberster Grundsatz der Photo 
metrie hingestellt worden, daß das Auge selbst nicht messen, sondern mit 
größerer Genauigkeit nur die Lichtgleichheit beurteilen kann. Nach diesem 
Prinzip sind ja auch alle bisher besprochenen Photometer konstruiert worden. 
Hierbei gibt es nun insofern eine Ausnahme, als nach längerer Übung unsere 
Augen auch direkt messen können, wenn es sich um ganz geringe Hellig 
keitsunterschiede handelt. Diese Ausnahme ist bei der Helligkeitsmessung 
veränderlicher Sterne in umfangreicher Weise zur Anwendung gekommen, 
speziell auf die Veranlassung Argelanders hin, der sie unter dem Namen 
der Methode der Stufenschätzungen eingeführt und selbst drei Jahrzehnte 
hindurch verwendet hat. 
Wenn man nach längerer Betrachtung zweier Sterne, die man zunächst 
für gleich hell gehalten hat, zur Überzeugung gelangt, daß der eine Stern a 
doch etwas heller ist als der andere Stern b, so bezeichnet man diesen eben 
wahrnehmbaren Unterschied als eine Stufe (a 1 b). Dieser Helligkeitsunter 
schied ist naturgemäß ein ganz subjektiver, bei demselben Beobachter aber 
im allgemeinen recht konstant. Ist der Unterschied zwischen a und b etwas 
stärker, so daß er bei genauer Betrachtung sofort erkannt wird, so beträgt 
er zwei Stufen (a2b), und ist er ohne weiteres bemerkbar, so beträgt er drei 
Stufen (a3b). Es zeigt sich hierbei nach einiger Übung, daß die Stufe tat 
sächlich einen reellen Wert hat, der bei den meisten Beobachtern etwa 0.1 
bis 0.2 Größenklassen beträgt. Geht man nicht über drei Stufen hinaus, so 
fallen diese Schätzungen recht genau aus. 
Bei der Beobachtung veränderlicher Sterne ist das Verfahren nun das 
folgende. Man sucht sich in der Nachbarschaft des Veränderlichen eine Reihe 
von Vergleichsternen aus, von denen der hellste etwas heller sein muß, als 
der Veränderliche im Maximum werden kann, der schwächste etwas schwä 
cher, als der Veränderliche im Minimum ist. Die Zahl der Vergleichsterne 
ist dadurch festzusetzen, daß das Helligkeitsintervall zwischen je zweien nicht 
mehr als fünf bis sechs Stufen, also etwa eine halbe Größenklasse betragen 
darf; vorteilhaft ist es, die Intervalle recht klein zu nehmen. Bei der Beob 
achtung wählt man jedesmal die Vergleichsterne so, daß der eine heller, 
der andere schwächer ist als der Veränderliche. 
1920 
Jul. Datum 
Vergl. 
1920/21 
Jul. Datum 
Vergl. 
Okt. 17 
2422615 
c2v2d 
Dez. 2 
2422661 
b\v3c 
20 
618 
c0v4d 
25 
684 
c0u4d 
30 
628 
blvic 
Jan. 2 
692 
c3v\d 
Nov. 15 
644 
a3vlb 
15 
705 
dl v2e 
28 
2422657 
a4v0b 
28 
2422718 
d 2vle