IV. Die Hirnmeisphotographie 
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Abb. 118. Hartmannsches Mikrophotometer. 
ten. Blickt man bei A in das Okular, so wird der LuMMER-BRODHUNSche 
Würfel В von dem eingestellten Feld des Absorptionskeils bei D ausgefüllt, 
bis auf die winzige, 0.1 bis 0.4 mm im Durchmesser fassende Belegung der 
einen Prismenhypotenuse, auf der durch das untere Mikroskopobjektiv ein 
Bild des extrafokalen Sternscheibchens 
entworfen wird. Durch meßbare Ver 
schiebung des Schwärzungskeils К mit 
tels des Triebes E wird Helligkeitsgleich 
heit hergestellt, d. h. der Fleck zum Ver 
schwinden gebracht. Das Hilfsokular C 
dient lediglich zur Einstellung auf den 
zu messenden Stern und zur Kontrolle 
der Plattenlage während der Beobach 
tung. Die visuelle Photometrie größerer 
Schwärzungsflächen wie sie bei Mond-, у/У/ 
Planeten- und Spektralaufnahmen Vor 
kommen, ist gegenwärtig völlig durch 
die weit leistungsfähigeren selbstregi 
strierenden photoelektrischen Apparate von Koch u. a. verdrängt, über die 
bereits auf S. 118 ff. die erforderlichen Angaben gemacht worden sind. 
Messung der Scheibendurchmesser. Bei den schwächsten Sternen ist 
die Methode der extrafokalen Aufnahmen nicht mehr anwendbar und man 
muß ein anderes Verfahren einschlagen. 
Es ist seit der ersten Anwendung der Photographie auf die Aufnahme 
des gestirnten Himmels bekannt, daß sich die Sterne als Scheibchen abbilden, 
deren Durchmesser sowohl mit der Helligkeit der Sterne als auch mit der 
Dauer der Exposition zunimmt. Man kann daher auf den photographischen 
Platten die Helligkeitsunterschiede der Sterne mit derselben Leichtigkeit er 
kennen wie bei der direkten Betrachtung; damit ist für die Photometrie eine 
neue Methode gegeben, die sich von der visuellen so wesentlich unterschei 
det, daß zwischen beiden eigentlich gar keine Ähnlichkeit besteht. Bei dem 
zu besprechenden Verfahren werden nämlich die Intensitätsunterschiede in 
Längendifferenzen umgewandelt, deren Bestimmung durch physiologische 
Eigentümlichkeiten keine Grenze gesetzt ist, sondern nur durch die Unvoll 
kommenheiten der Methode und der Apparate. Das ist ein ganz enormer Vorzug 
der photographischen Methode vor der visuellen, den bereits Bond um das 
Jahr 1857 erkannt hat: „Photographien von Sternen ungleicher Helligkeit 
bieten deutliche Unterschiede in Gestalt und Intensität dar, wenn ihre mit 
gleicher Expositionszeit erhaltenen Bilder miteinander verglichen werden; 
es drängt sich sofort die Möglichkeit auf, sie nach einer Skala ihrer photo 
graphischen oder chemischen Größen zu ordnen, welche analog der gewöhn 
lichen visuellen Skala ist, sich aber von ihr wesentlich durch die Tatsache 
unterscheidet, daß sie auf wirkliche Messungen gegründet werden kann, gegen 
über den vagen und ungewissen Schätzungen, auf die sich die Astronomen 
bisher beschränkt haben, um die relative Helligkeit der Sterne in Zahlen aus 
zudrücken.“ 
Auch bei der Durchmessermethode hat sich sehr bald gezeigt, daß die 
Verbreiterung der Sternscheibchen keinem ganz einfachen Gesetz folgt, son-