III. Die Photometrie 
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torium verwendet. Von der Erfahrung ausgehend, daß wir fast alle normalen 
Schätzungen nach Zehnteln einer Einheit vornehmen, hat Pickering vorge 
schlagen, den Veränderlichen stets nach diesem Maßstab zwischen zwei Ver 
gleichsterne einzuschalten. Die Aufzeichnung a4b würde dann bedeuten, 
daß der Veränderliche um 0.4 des Intervalles a — b schwächer ist als a und 
um 0.6 desselben heller als b. Da jedes Vergleichsternintervall verschieden 
ist, fällt hier der Stufenbegriff fort. Die Vorteile des PicKERiNoschen Ver 
fahrens, das sich nicht recht eingebürgert hat, liegen auf der Hand. Es 
schließt jede Extrapolation aus, ist also wissenschaftlich einwandfreier; ein 
weiterer Vorzug besteht darin, daß bei einiger Übung die sichere Interpola 
tion noch bei Sternen gelingt, bei denen der Abstand a — b bis zu einer 
Größenklasse beträgt. 
In der auf S. 121 mitgeteilten Beobachtungstabelle des Veränderlichen ist 
neben dem Kalendertage noch das Julianische Datum mitgeteilt. Diese fort 
laufende Zählweise der Tage erleichtert wesentlich die Bestimmung der 
Epochen (Maxima und Minima) sowie die Zeichnung der Lichtkurven verän 
derlicher Sterne. Die von J. J. Scaliger um 1580 eingeführte Zählung be 
ginnt mit dem Jahre 4713 v. Chr. und hat für die Jetztzeit am 1 . Januar 
eines jeden Jahres die folgenden Werte: 
Julianisches Datum am 1. Januar 1901 bis 1940. 
1901 
24 15386 
1911 
24 19038 
1921 
24 22691 
1931 
24 26343 
02 
15751 
12* 
19403* 
22 
23056 
32* 
26708* 
03 
16116 
13 
19769 
23 
23421 
33 
27074 
04* 
16481* 
14 
20134 
24* 
23786* 
34 
27439 
05 
16847 
15 1 
20499 
25 
24152 
35 
27804 
06 
17212 
16* 
20864* 
26 
24517 
36* 
28169* 
07 
17577 
17 
21230 
27 
24882 
37 
28535 
08* 
17942* 
18 
21595 
28* 
25247* 
38 
28900 
09 
18308 
19 | 
21960 
29 
25613 
39 
29265 
1910 
24 18673 
1920* 
24 22325* 
1930 
24 25978 
1940* 
24 29630* 
Die Spektralphotometrie. Wie der Name andeutet, sind die Spektral 
photometer Photometer, bei denen nicht die Gesamthelligkeit eines leuchten 
den Objekts gemessen wird, sondern die Helligkeit der einzelnen Spektral 
bezirke, nachdem das Gesamtlicht durch ein Spektroskop zerlegt worden ist. 
Die Aufgaben, die mit einem Spektralphotometer zu lösen sind, müssen 
zunächst sehr sorgfältig präzisiert werden, da gerade auf diesem Gebiete 
große theoretische Schwierigkeiten vorhanden sind. 
Ist die Lichtquelle, oder allgemein die Strahlungsquelle, ein schwarzer 
Körper, so sind die Energien der einzelnen Spektralbezirke auf Grund der 
KiRCHHOFFSchen Funktion bekannt, sobald dieTemperatur der Strahlungsquelle 
bekannt ist; umgekehrt läßt sich letztere berechnen, wenn die Strahlungs 
energien selbst gemessen werden. Ist die Strahlungsquelle kein schwarzer 
Körper, so treten Abweichungen von der KiRCHHOFFSchen Funktion auf, die 
bei der Strahlung fester Körper verhältnismäßig leicht zu bestimmen, bei der 
Strahlung gasförmiger Körper aber von einer solchen Komplikation sind, daß 
bisher noch fast nichts auf diesem Gebiete bekannt ist. 
Zur Messung von wahren Energieunterschieden zwischen den verschie 
denen Spektralbereichen sind nun unsere Augen gar nicht eingerchtet. Zu