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Zone o° bis -J- 20° Declination. 
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Dieses Verhältniss ändert sich nun infolge äusserer Einflüsse (wie Staub, Dunst etc.) beständig, und 
es bleibt daher nichts Anderes übrig, als dasselbe an jedem Beobachtungsabend von neuem zu be 
stimmen, wodurch ein unsicheres lleductionselement eingeführt wird. Ferner kommt dazu, dass die 
Bilder der Sterne, wie Pickering selbst angiebt, mancherlei zu wünschen übrig lassen, was allerdings 
nicht zu verwundern ist, wenn man bedenkt, dass die Lichtstrahlen ausser Objectiv und Ocular noch 
ein totalreflectirendes Prisma vor dem Objectiv, ein Doppelbildprisma in der Nähe des Focus und ein 
Nicolprisma zwischen Ocular und Auge zu passiren haben. Durch die Theilung in ordentlichen und 
ausserordentlichen Strahl wird ein bedeutender Lichtverlust hervorgerufen, und um daher schwä 
chere Sterne noch beobachten zu können, müssen die Dimensionen des Apparates schon recht beträcht 
liche sein. Bei Pickerings zweitem Instrument, mit welchem noch Sterne 9. bis 10. Grösse beobachtet 
worden sind, haben die Objective eine Oeffnung von 4 Zoll, und da sich fehlerlose Glasprismen von 
solcher Grösse nur schwer beschaffen lassen, so ist die Anwendung von Spiegeln anstatt der totalreflec- 
tirenden Prismen vor den Ojectiven erforderlich; dies ist aber wegen der Empfindlichkeit der Spiegel 
flächen und vor allem wegen der durch die Spiegelung hervorgebrachten Polarisation nicht empfehlens- 
werth. Endlich darf nicht vergessen werden, dass die Anwendbarkeit des Pickering’schen Meridian 
photometers dadurch einigermassen beschränkt ist, dass es nur zu Beobachtungen in unmittelbarer Nähe 
des Meridians benutzt werden kann. Es liesse sich zwar das Instrument in der Weise umformen, dass 
es, parallaktisch montirt, zur Vergleichung zweier beliebiger Sterne am Himmel verwendet werden 
könnte; aber wie Versuche in dieser Richtung auf dem hiesigen Observatorium ergeben haben, müssten 
die Dimensionen, um einigermassen schwache Sterne noch mit Sicherheit messen zu können, sehr ver- 
grössert und damit die Herstellungskosten übermässig gesteigert werden. 
Wir kommen nun zu dem dritten der oben genannten modernen Photometer, dem Zöllner’schen, 
welches als das älteste von ihnen bisher die weiteste Verbreitung gefunden hat und im grossen und 
ganzen auch ohne Zweifel den Vorzug vor den anderen verdient. Man sollte meinen, dass das Lrtheil 
über dieses Instrument nach allem, was über dasselbe geschrieben ist, bereits ein vollkommen abge 
schlossenes sein müsste; dies ist aber durchaus nicht der Fall, und der Grund liegt wohl zum Theil 
darin, dass alle bisherigen Untersuchungen von verhältnissmässig geringem Umfange sind und daher 
noch nicht genug Material vorliegt, um aus der Vergleichung mit anderweitig erhaltenen Resultaten 
sichere Schlüsse ziehen zu können. Ferner haben die grössten Messungsreihen, welche bis heute mit 
dem Zöllner'schen Photometer angestellt sind, die von Th. Wolff in Bonn, das Vertrauen, welches 
man dem Instrument bereits entgegengebracht hatte, wieder etwas erschüttert und Bedenken gegen 
,die allgemeine Anwendbarkeit desselben hervorgerufen, die auch jetzt noch nicht vollständig beseitigt 
sind. In Bezug auf die Bequemlichkeit der Handhabung und die Genauigkeit der Einstellungen lässt 
sich kaum noch ein stichhaltiger Vorwurf gegen das Zöllner’sche Photometer erheben, namentlich 
nachdem im Laufe der Zeit einige Mängel in der mechanischen Construction des Apparates beseitigt 
worden sind. Der Tadel bezieht sich wesentlich auf die Benutzung künstlicher Sterne und hier 
wieder ausschliesslich auf die Verschiedenheit des Aussehens derselben im Vergleich zu den wirk 
lichen Sternen. Die Frage nach der Constanz der Vergleichsflamme kann nämlich fast ganz unberück 
sichtigt bleiben, weil durch zahlreiche Untersuchungen genügend erwiesen ist, dass während ausreichend 
langer Zeit keine Veränderungen zu befürchten sind und bei zweckmässiger Anordnung der Messungen 
ein schädlicher Einfluss etwaiger Schwankungen überhaupt als ausgeschlossen zu betrachten ist. Durch 
geeignete Wahl des Diaphragmas lässt sich dem künstlichen Stern eine solche Grösse geben, dass er 
sich im Aussehen nicht allzusehr von einem wirklichen Stern bestimmter Helligkeit unterscheidet, 
so dass, wenn es sich nur um die Vergleichung dieses Sterns mit nahe gleich hellen handelte, die 
Gefahr von Auffassungsfehlern nicht sehr gross wäre. Eine solche kommt erst ernstlich in Betracht, 
Publ. des Astrophys. Obs. zu Potsdam. Bd. IX. 2