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Müller ünd Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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gewöhnlich ein Vergleichsobject. Die Zeitdauer, welche für die Beobachtung einer solchen Zone unter 
normalen Luftverhältnissen und wenn nicht die Identificirung der Objecte Schwierigkeiten bereitete, 
erforderlich war, betrug durchschnittlich 35 Minuten, so dass also für jeden Stern eine Zeit von etwa 
2 Minuten beansprucht wurde. Es liesse sich leicht noch eine grössere Schnelligkeit hei den Mes 
sungen erreichen; indessen dürfte eine solche kaum zu erstreben sein, nicht nur im Interesse der 
Ruhe und Sicherheit der Einstellungen, sondern auch wegen der Gefahr von Verwechslungen. Wenn 
man die von Pickering im 23. Bande der »Annals of the Harvard College Observatory« (part I, pag. 7) 
bei der Discussion der Meridianphotometerbeobachtungen mitgetheilten Angaben liest, wonach z. B. 
211 Sterne in 296 Minuten, ein anderes Mal 84 Sterne in 67 Minuten und in einem Falle sogar 
16 Sterne in 10 Minuten beobachtet wurden sind, so kann man sich des Eindrucks einer gewissen 
Hast nicht erwehren, und die aussergewöhnlich grosse Zahl der von Pickering angeführten »discordant 
observations(c beweist wohl zur Genüge, dass die grosse Schnelligkeit sicher nicht der Genauigkeit 
der Beobachtungen zu Gute gekommen ist. Zweifellos sind bei dieser Geschwindigkeit der Messungen 
zahlreiche Verwechslungen von Sternen unvermeidlich gewesen, während wir mit ziemlicher Sicherheit 
behaupten dürfen, dass in unseren Zonen kaum ein falscher Stern beobachtet worden ist. 
Der Umfang unserer Zonen ist nicht grösser, als oben angegeben wurde, bemessen, damit das 
Auge des Beobachters nicht zu sehr angestrengt würde, eine Gefahr, die hei photometrischen Beobach 
tungen ganz besonders zu vermeiden ist. Aus diesem Grunde ist auch sorgfältig darauf geachtet 
worden, dass der Beobachter nichts mit dem Aufnotiren der Ablesungen und möglichst wenig mit dem 
Einstellen der Sterne zu thun hatte. Es sind daher stets beide Beobachter beschäftigt gewesen. Während 
der eine die Messungen ausführte und den Intensitätskreis ablas, besorgte der andere die Einstellungen 
am Declinationskreis, notirte die Ablesungen und gab aus der Arbeitsliste die Rectascensionsdifferenzen 
der auf einander folgenden Sterne an. Nach jeder Zone fand ein Wechsel der Beobachter statt. Da 
bei den mit Phot.D zu beobachtenden Sterne, welche bei weitem die überwiegende Menge bilden, 
keine grossen RectascensionsdifFerenzen Vorkommen, so konnte der Beobachter mit Leichtigkeit und 
Sicherheit von einem Stern auf den anderen übergehen, zumal die Entfernung der beiden künst 
lichen Sterne des Photometers, welche fast genau 10 Zeitsecunden betrug, ferner die Ausdehnung 
des Gesichtsfeldes, welches bei der angewandten 72fachen Vergrösserung einen Durchmesser von 3 Zeit 
minuten hatte, sehr zuverlässige Anhaltspunkte für die Schätzung der Entfernungen boten. Nach 
erlangter grösserer Uebung ist überhaupt fast ganz auf das Einstellen verzichtet worden, indem die 
Zonensterne auch in Declination so gruppirt wurden, dass der Beobachter von einem zum anderen 
übergehen konnte. Da selbst die schwächsten der zu messenden Sterne im Steinheil’schen Refractor 
noch verhältnissmässig hell erschienen, so lag keine Gefahr der Verwechslung vor; ausserdem leistete 
hei der Identificirung der spectroskopische Catalog für die Zone o° bis + 20 o treffliche Dienste , in 
welchem in vielen Fällen noch nahe stehende schwächere Objecte angeführt sind. Bei den Be 
obachtungen mit Phot. C, welches nicht parallactisch montirt ist, wurden die Sterne in Azimuth und 
Zenithdistanz nach einer Tafel eingestellt, welche für das hiesige Observatorium mit den Argumenten 
Stundenwinkel und Declination berechnet war. 
Bei den mit Phot. Cu gemessenen hellen Sternen sind einige Male zur Abschwächung des 
Lichtes noch 2 Blenden vor dem Objectiv benutzt worden, deren Absorption nachträglich durch eine 
Reihe von Messungen bestimmt worden ist. Die Durchmesser der Oeffnungen dieser mit Nr. 3 und 
Nr. 4 bezeichneten Blenden sind 25 resp. 15 mm, und die Schwächung, welche ein Stern durch die 
selben erfährt, beträgt: 
für Blende 3 0.42 Grössenclassen (24 Best.) 
für Blende 4 1.35 Grössenclassen (24 Best.)