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Zone o" bis -j- 20° Declination. 
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für die Grössenclasse 3 bis 5 0.2g 
» » » » 5 » 6 0.30 
» » » » 6 » 7 0.3 g 
» » » » 7 » 8 0.3 g 
» » » » 8 » g 0.44 
und dies kann kaum in Verwunderung setzen, wenn man die Ungleichartigkeit des benutzten Grössen 
materials und die verhältnissmässig geringe Zahl der verglichenen Sterne berücksichtigt. Eine genaue 
Beantwortung der Frage, wenigstens so weit die Grössen der Bonner Durchmusterung in Frage kommen, 
lässt sich von der Bearbeitung des grossen Messungsmaterials erwarten, welches Pickering speciell zum 
der Helligkeit der Sterne und wohl auch je nach den Grössensystemen der verschiedenen Cataloge 
metrischen Grössenclassen durchweg die bereits von Pogson vorgeschlagene Zahl 0.40 eingeführt, 
welche ungefähr der Mittelwerth aus allen oben citirten Bestimmungen ist und sich wegen der Be 
quemlichkeit der Bechnung besonders empfiehlt. Da kein Grund vorliegt, den so definirten Begriff 
einer photometrischen Grösse durch einen anderen zu ersetzen, so haben wir ebenfalls von ihm Gebrauch 
gemacht, und es w r äre im höchsten Grade erwünscht, wenn dieser Begriff von nun an endgültig in die 
Photometrie eingeführt würde. Was noch den Nullpunkt des photometrischen Grössensystems anbetrifft, 
so könnte man denselben beliebig festsetzen und beispielsweise so legen, dass keine negativen Stern 
grössen Vorkommen könnten. Nicht uninteressant ist auch ein Vorschlag Fechner’s, Avelcher empfiehlt, 
den Nullpunkt bei der Helligkeit eines Sternes festzusetzen, welcher für das blosse Auge eben in der 
Nachtdunkelheit verschwindet, und demnach den teleskopischen Sternen negative, den mit blossem 
Auge sichtbaren positive Grössenwerthe beizulegen. In der Praxis werden diese und ähnliche Vor 
schläge kaum durchführbar sein, jedenfalls nicht früher, als bis die sämmtlichen bisherigen Grössen 
angaben durch exacte photometrische Messungen ersetzt sind. So lange wir noch für den grössten 
Theil aller Sterne auf die Plelligkeitsschätzungen der Bonner Durchmusterung oder anderer Cataloge 
angewiesen sind, empfiehlt es sich, die durch den langen Gebrauch sanctionirte Reihenfolge der Stem- 
grössen beizubehalten und das photometrische Grössenclassensystem an irgend einem Punkt mit dem 
bisher gebräuchlichen Grössensystem zusammenfallen zu lassen. Es werden dann stets nur geringe 
Correctionen erforderlich sein, um die bisherigen Helligkeitsangaben auf das photometrische System zu 
beziehen. Pickering hat seine Grössen so gewählt, dass das Mittel aus seinen Helligkeitsbestimmungen 
Zweck einer llevision der Durchmusterungsgrössen gesammelt und im 24. Bande der »Annals of the 
Astr. Observatory of Harvard College« veröffentlicht hat. So viel scheint schon aus den bisherigen Unter 
suchungen hervorzugehen, dass das Fechner’sche Gesetz auf die Beziehung zwischen den Lichtinten 
sitäten und den bisher üblichen Grössenbezeichnungen nicht in voller Strenge anwendbar ist, und dass 
die Zahl, w r elche das Helligkeitsverhältniss zweier auf einander folgenden Classen ausdrückt, je nach 
kleinen Schwankungen unterworfen ist. Trotzdem ist der Begriff der Sterngrösse bereits so fest einge 
bürgert, dass es nicht zweckmässig sein dürfte, bei der Herstellung genauer Helligkeitscataloge von dieser 
Bezeichnungsweise abzuweichen und statt dessen die Helligkeitsverhältnisse oder die Logarithmen der 
selben einzuführen. Niemand w r ird sich bei der Betrachtung zweier Sterne eine Vorstellung machen 
können, wieviel mal der eine heller als der andere ist, während die Angabe des Grössenunterschiedes 
Jedem ohne weiteres verständlich ist. Nur wird es dringend nothwendig sein, eine Einheitlichkeit in 
der Bezeichnung anzustreben und den Begriff der photometrischen Grösse ein für allemal zu fixiren. 
Die »Harvard Photometry« und die »Uranometria nova Oxoniensis« sind mit gutem Beispiel vorange 
gangen und haben für den Logarithmus des HelligkeitsVerhältnisses zweier auf einander folgenden photo-