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Müller und Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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ERSTER ABSCHNITT. 
Bestimmung der Fundamentalsterne. 
Es ist oben erörtert worden, dass wir es bei der Herstellung eines photometrischen Catalogs 
nicht für empfehlenswerth halten, sämmtliche Messungen auf einen einzigen Stern zu beziehen. Wir 
haben es vielmehr vorgezogen, ähnlich wie es auch bei den aus Meridianbeobachtungen gewonnenen 
Sterncatalogen geschieht, ein ganzes System von Fundamentalsternen aufzustellen, deren Helligkeiten 
mit sehr grosser Genauigkeit zu ermitteln, und an diese dann die Gesammtheit der programmgemässen 
Sterne durch Differenzmessungen anzuschliessen. Bevor demnach mit den eigentlichen Beobachtungen 
der Sterne begonnen werden konnte, handelte es sich um die Feststellung dieses Systems von Haupt 
sternen, welches gewissermassen das feste Gerüst bildete, in welches die Messungen aller Sterne ein 
gefügt werden sollten. Um die allgemeinen Gesichtspunkte klar zu stellen, welche bei der Auswahl 
der Fundamentalsterne massgebend sein mussten, ist es erforderlich, einige Bemerkungen über die 
Art und Weise vorauszuschicken, wie die Beobachtung der Catalogsterne vor sich gehen sollte. Bereits 
in der Einleitung ist mitgetheilt worden, dass wir die ganze Arbeit in vier Theile zerlegt haben, welche 
die Sterne in den Declinationen o° bis -f- 20°, + 20° bis + 40°, -f- 40° bis -f- 6o°, -j- 6o° bis + go° um 
fassen. Innerhalb jedes dieser Abschnitte, von denen der vorliegende Band nur den ersten enthält, 
wurden wiederum drei Unterabtheilungen nach den Grössenclassen gemacht, welche der lleihe nach 
die Sterne bis 4., 4. bis 6., 6. bis 7.5 Grösse enthalten. Für die Beobachtung wurden nun diese Sterne in 
Zonen von je 12 Sternen zusammengefasst, welche in Declination eventuell die ganze zur Beobachtung- 
kommende Ausdehnung (z. B. o° bis 20°) umspannten, in Rectascension dagegen nur eine geringe 
Ausdehnung besassen. 
Die Auswahl der Fundamentalsterne sollte nun so erfolgen, dass für jede Zone zwei Vergleich 
sterne zur Verfügung standen, welche die Zone in Rectascension in möglichst geringer Entfernung 
einschlossen, und deren Declination so nahe mit der mittleren Declination der Zonensterne zusammen 
fiel, dass die Differenz der Höhen klein blieb und die Verschiedenheit der Extinction daher keinen 
wesentlichen Einfluss ausüben konnte. Endlich sollte die Helligkeit der Vergleichsterne nahe gleich 
der mittleren Helligkeit der Zonensterne sein, damit die mit dem Photometer zu messende Differenz 
stets nur gering war. Diese letzte Bedingung halten wir aus den in der Einleitung ausführlicher 
besprochenen Gründen für die wichtigste, und sie hat daher auch den wesentlichsten Einfluss auf die 
Auswahl der Hauptsterne ausgeübt. 
Betrachtet man zunächst die erste Abtheilung, welche die Sterne bis zur Grösse 4.0 enthält, so ist 
die Anzahl der darin befindlichen Objecte so gering, dass auf sie bei den vorliegenden Ueberlegungen 
keine besondere Rücksicht genommen zu werden braucht. Für die beiden anderen Classen wäre es 
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