122 
A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
Als Beispiel möge die vorangehende Tabelle dienen, wobei die Ver 
gleichsterne mit a, b, c . . . und der Veränderliche mit v bezeichnet sind. 
Stellt man die Abweichungen zwischen den einzelnen Vergleichsternen zu 
sammen, alle auf den schwächsten Stern e bezogen, so erhält man die folgende 
Skala: c = 0 , d = 3, c — 7, ¿»= 11 , a = 15 Stufen. 
Die Stufenhelligkeiten des Veränderlichen ergeben sich nach dieser Skala 
folgendermaßen: 
1920 
J. D. 
V 
1920/21 
J. D. 
V 
Okt. 17 
...615 
5 Stufen 
Dez. 2 
... 661 
10 Stufen 
20 
...618 
7 „ 
25 
... 684 
7 „ 
30 
... 628 
10 „ 
Jan. 2 
... 692 
4 „ 
Nov. 15 
... 644 
12 „ 
15 
... 705 
2 „ 
28 
... 657 
11 „ 
28 
...718 
1 „ 
Man kann hiernach eine Kurve des Lichtwechsels konstruieren (Abb. 91) 
und wird finden, daß das Maximum der Helligkeit zwischen dem 15. und 
28. November, etwa am 18. (bei 2 422647 
in der Stufe 12) stattgefunden hat. 
Will man die Helligkeiten des Verän 
derlichen in Größenklassen kennen, so 
muß man mit Hilfe von direkten photo 
metrischen Messungen die Helligkeiten 
mehrerer, am besten aller Vergleichsterne 
bestimmen, um sowohl die absolute Hellig 
keit als auch den Stufenwert festzulegen. 
Man wird dabei die Erfahrung ma 
chen, daß der Stufenwert nicht bei allen 
liehen nach Stufenschätzungen. beobachteten Veränderlichen gleich groß 
ist, vor allen Dingen bei schwachen 
Sternen einen anderen Wert hat als bei hellen. Auch werden unbeein 
flußte Schätzungen nie die glatte Rechnung unseres Idealbeispieles er 
geben, sondern eine sorgfältige Untersuchung und Ausgleichung des Beob 
achtungsmaterials erforderlich machen. Immerhin ersieht man, daß die 
Stufenschätzungen allein genügen, um die genäherte Kurvenform sowie die 
Maximal- und Minimalhelligkeiten eines Veränderlichen abzuleiten. Man 
kann wohl behaupten, daß die umfassenden Kenntnisse, die wir heute über 
die Veränderlichen besitzen, zum größten Teile durch die Argelander- 
sche Stufenschätzungsmethode und nicht durch photometrische Messungen 
erhalten worden sind. Nachdem E. Pickering, J. Parkhurst u. a. zu den 
meisten helleren Veränderlichen die Vergleichsterne photometrisch gemessen 
haben, ist übrigens jeder Beobachter in der Lage, seine Schätzungen völlig 
streng zu reduzieren und sie der photometrischen Skala anzupassen. Einige 
kritische Bemerkungen über die Schätzungsmethode selbst werden später 
noch zu äußern sein. Ihre beste Rechtfertigung ist der Erfolg, den sie gehabt 
hat und der ihr zweifellos auch von den Gegnern zugestanden werden muß. 
Ein von dem ARGELANDERschen etwas abweichendes Schätzungsverfahren 
hat E. Pickering einzuführen versucht und selbst auf dem Harvardobserva-