170 
A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
durchaus nicht ohne weiteres als einfaches Maß der geleisteten Lichtarbeit 
zu betrachten, und damit tritt eine außerordentliche Erschwerung in der An 
wendung der Photographie auf die Photometrie ein, deren Vernachlässigung 
vielfach zu unrichtigen Schlüssen geführt hat. Wie vorsichtig man in dieser 
Beziehung sein muß, mag das folgende Beispiel lehren. 
Es sei eine Normalskala hergestellt mit Hilfe des S. 139 erwähnten Sen 
sitometers. Das konstante Verhältnis zwischen den Helligkeiten je zweier 
aufeinander folgender Felder ist nach dem Prinzip der rotierenden Sektoren 
hergestellt. Hier bleibt also i konstant und die Belichtungsdauer t wird ge 
ändert. Es soll nun mit Hilfe einer solchen Skala das Intensitätsverhältnis 
zweier Stellen der Mondoberlläche ermittelt werden. Die Mondaufnahme 
befindet sich auf derselben Platte wie die Normalskala, sie sind also auch 
beide gleichzeitig entwickelt. Es sind demnach alle notwendigen Vorsichts 
maßregeln berücksichtigt, und das Resultat der Vergleichung, die Stelle A ist 
n mal heller als die Stelle B der Mondoberfläche, dürfte als durchaus ein 
wandfrei erscheinen. Das ist aber nicht der Fall. Bei der Mondaufnahme 
sind alle Stellen der Mondscheibe bei der gleichen Belichtungszeit erhalten 
worden, die Dichtigkeitsunterschiede des Silberniederschlages sind also allein 
durch Variation von i entstanden, während bei der Skala das Umgekehrte 
der Fall war und t geändert wurde; da aber, wie wir gesehen haben, i und 
t nicht miteinander vertauscht werden dürfen, so ist das Resultat nicht rich 
tig. In diesem Falle hätte die Normalskala nicht nach dem Prinzip der rotie 
renden Sektoren hergestellt werden dürfen, sondern nach einem solchen, bei 
dem die Variation der Intensität zugrunde liegt, z. B. durch Lichtabschwächung 
mittels Polarisation oder absorbierender Medien. 
Die bisherigen Erörterungen haben sich nur auf die photographisch 
photometrische Vergleichung von Flächenhelligkeiten bezogen. Bei der Mes 
sung von Punkthelligkeiten, mit der wir es bei den Sternen zu tun haben, 
wird es daher nötig sein, das kreisförmige Bild von unhomogener Schwär 
zung durch ein anderes von gleichmäßiger Schwärzung zu ersetzen. Das 
kann in verschiedener Weise geschehen, am einfachsten durch Aufnahme 
außerhalb der Brennebene, wobei sich jeder Stern als Scheibe abbildet. Man 
erhält dabei allerdings einen sehr bedeutenden Verlust an Lichtstärke, was 
aber für Untersuchungen an hellen Sternen ohne Belang ist. Vorteilhafter 
aber umständlicher ist die von Schwarzschild angewendete Schraffiermethode, 
bei der die Aufnahme in der Brennebene erfolgt, durch eine geeignete Be 
wegung der Kassette aber dafür gesorgt wird, daß das Bild eines jeden Sterns 
allmählich ein kleines Feld überdeckt und schwärzt. 
Daß auf dem Wege der Schwärzungsmessung sehr zuverlässige Ergebnisse 
erzielt werden können, haben die Arbeiten von Schwarzschild, Parkhurst, 
Hertzsprung u. a. einwandfrei erwiesen. Zur Erzielung der erreichten hohen 
Genauigkeit der Messungen hat das von Hartmann erfundene Mikrophotometer 
sehr wesentlich beigetragen. Wie schon der Name sagt, dient das Instrument 
(Abb. 118) zur photometrischen Messung sehr kleiner Flächen. Es besteht aus 
einem gebrochenen Mikroskop, das in dem Okular A die gleichzeitige Beobach 
tung einer Schwärzungsskala bei D und des extrafokal aufgenommenen Sterns 
bei G gestattet. Die Beleuchtung erfolgt von R aus durch die mattweißen Re 
flektoren T und S. Das Seitenlicht wird durch lichtdichte Blenden abgehal