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Müller und Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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für ioo Circumpolarsterne von der 2. bis 6. Grösse mit dem entsprechenden Mittel aus den Werthen 
der Bonner Durchmusterung zusammenfällt, und unser System ist, wie schon hier kurz vorausgeschickt 
werden soll, so gelegt, dass die ausgewählten 144 Fundamentalsterne zwischen der 4. bis 7. Grösse 
dieselbe mittlere Helligkeit ergeben, welche aus den zugehörigen Werthen der Bonner Durchmusterung 
hervorgeht. 
Bei allen photometrischen Beobachtungen spielt bekanntlich die Extinction des Sternlichts in 
der Erdatmosphäre eine wichtige Rolle. Da die Helligkeit der Sterne von der Höhe derselben über 
dem Horizont abhängt, so bezieht man die Grössen gewöhnlich auf das Zenith des Beobachtungsortes 
und bedient sich zur Reduction auf dasselbe entweder der Laplace’schen Extinctionstheorie oder 
irgend einer auf empirischem Wege abgeleiteten Correctionstabelle. Streng genommen müsste auch, 
um die Resultate verschiedener Beobachtungsorte vollkommen mit einander vergleichbar zu machen, 
noch die Höhe des Ortes über dem Meeresspiegel berücksichtigt werden; da jedoch die Durchsichtigkeit 
der Atmosphäre nur sehr langsam mit der Erhebung über der Erdoberfläche zunimmt, so würde die 
Reduction auf ein gemeinschaftliches Niveau, beispielsweise das Meeresniveau, für unsere gewöhnlichen 
Beobachtungsstationen nur ganz minimale Correctionen erfordern, die im Verhältniss zur unvermeid 
lichen Unsicherheit der photometrischen Messungen gar nicht in Betracht kommen könnten. Wichtiger 
wäre es, die Schwankungen in Rechnung bringen zu können, welchen die Extinctionscurve an jedem 
Beobachtungsorte erfahrungsgemäss infolge der wechselnden meteorologischen Verhältnisse, insbe 
sondere des Feuchtigkeitsgehaltes der Luft, unterworfen ist, und welche nicht ganz unmerkliche Beträge 
erreichen können. In aller Strenge wäre dies nur dadurch zu erlangen, dass die Abweichung der 
Extinctionscurve von dem normalen Verlaufe an jedem Beobachtungstage durch besondere Messungen 
bestimmt würde; auch wäre noch auf die Farbe der Sterne Rücksicht zu nehmen, da diese gleichfalls 
einen Einfluss auf die Extinctionscurve ausübt. Dadurch würde aber das Arbeitsprogramm so gewaltig 
vergrössert Averden, dass in der Praxis an ein derartiges Verfahren gar nicht zu denken ist. So lange 
man übrigens sehr grosse Zenithdistanzen aus dem Spiel lässt, fallen die erwähnten Schwankungen 
der Extinctionscurve überhaupt nur wenig ins Gewicht, und man wird schwerlich einen merklichen 
Fehler begehen, wenn man bis zu Zenithdistanzen von etwa 6o° eine mittlere Extinctionstabelle zu 
Grunde legt. Wir haben es uns bei der photometrischen Durchmusterung zur Regel gemacht, diese 
Grenze nicht zu überschreiten, und unsere Beobachtungen sind nach Möglichkeit so eingerichtet, dass 
die meisten Sterne bei Zenithdistanzen zwischen 40 0 und 50 o gemessen werden konnten. Bei Anwen 
dung der für Potsdam abgeleiteten mittleren Extinctionstabelle betragen bei dem grössten Theil unserer 
Messungen die Reductionen auf das Zenith etwa o. 10 Grössenclassen und erreichen nur in ganz sel 
tenen Fällen den Betrag von 0.25 Grössenclassen; der Fehler, der unseren Helligkeitswerthen hin 
sichtlich der Extinction etwa anhaftet, dürfte demnach als nahezu verschwindend zu betrachten sein. 
Vor Beginn unserer Durchmusterung hatten wir die wichtige Frage zu entscheiden, welches 
von den bisher in die Astronomie eingeführten Photometern sich am besten für unsere Zwecke eignen 
würde. Wir haben die Vorzüge und Nachtheile der verschiedenen Apparate sorgfältig in Betracht ge 
zogen, und es dürfte hier der Platz sein, einige allgemeine Bemerkungen darüber zu geben. Bei allen 
diesen Instrumenten, in denen entweder das Verschwunden eines Lichteindrucks oder die Gleichheit 
zweier Intensitäten beurtheilt wird, bildet das menschliche Auge die letzte Instanz, und es geht schon 
daraus hervor, dass die Genauigkeit aller Lichtmessungen an eine Grenze gebunden ist, die von den 
physiologischen Eigenschaften des Auges abhängt. Die bisherigen Bestimmungen für diesen Grenz 
werth weichen nicht unmerklich von einander ab, doch wird man annehmen können, dass ein normales 
Auge schwerlich einen Unterschied zwischen zwei Lichtquellen wahrzunehmen vermag, welcher geringer 
ist als etwa ein Procent der betreffenden Helligkeit. Wenn es gelänge, einen photometrischen Apparat