Astrophotometrie. 43
bei Engländern und Franzosen die A. ge
fördert wurde, nehmen in diesem Jahr
hundert alle Nationen Europas Anteil
an den Fortschritten dieser Wissenschaft,
und an zahlreichen Orten stehen ihr treff
lich eingerichtete Sternwarten zur Ver
fügung ; auch die Neue Welt hat sich in
den letzten Jahrzehnten mit großartigen
Hilfsmitteln an den astronomischen Be
strebungen der Alten Welt beteiligt. Außer
den regelmäßigen Arbeiten der verschiede
nen Sternwarten und den Forschungen
der einzelnen Astronomen bilden einen
bemerkenswerten Charakterzug der A. un
srer Tage die gemeinsamen Arbeiten; da
hin gehören z.B. die großartige Expedition
zur Beobachtung der Venusdurchgänge
(1761,1769,1874) und die europäische
Gradmessung. Hier verdient auch die 1863
gegründete Astronomische Gesellschaft Er
wähnung, welche die Förderung solcher
Arbeiten bezweckt, die ein gemeinsames
Arbeiten vieler erfordern.
Neue Anregungen empfing die A. in
den letzten Jahrzehnten durch die Fort
schritte der Physik und Chemie; es ge
lang nicht nur, den elektrischen Ström
und d en Elektromagnetismus zum Regi
strieren der Beobachtungen zu benutzen,
sondern auch die Photographie und die
Spektralanalyse wurden mit Erfolg auf
die Erforschung der Himmelsräume an
gewandt, und eine ganz neue Disziplin,
die Astrophysik, entstand , der viele Astro
nomen ihre Thätigkeit zuwenden, und wel
cher bereits eigne Institute zur Ver
fügung stehen.
Astrophotometrie (griech.), die Wissen
schaft von der Bestimmung der Lichtinten
sität der Sterne. Die seit dem Altertum
übliche Unterscheidung der mit bloßem
Auge sichtbaren Sterne in solche 1.— 6.
Größe beruht auf bloßerSchätzung. Gleich
wohl hat man sich in späterer Zeit nur in
wenigen Fällen veranlaßt gesehen, an den
hierauf bezüglichen Angaben des Ptole-
mäos eine Änderung vorzunehmen; ein
Beispiel solcher Art bildet tc im Adler oder
Atair, den PtolemäoS zur 2. Größenklasse
zählt, während wir ihn alsSternl.Größe
betrachten. Ptolcmäos hat auch bereits jede
dieser Größenklassen noch in drei Unterab
teilungen gebracht, uitb in neuerer Zeit
haben Argelander und W. Struve
eine zehnteilige Abstufung der einzelnen
Größenklassen eingeführt. Mit der Ein
führung des Fernrohrs in die Astronomie
machten sich auch die Fortführung der Reihe
der Größenklassen und ihre Ausdehnung
auf die teleskopischen Sterne nötig, so
daß man jetzt von der 8. —16. Größe
und noch weiter abwärts zählt; doch sind
bei schwachen Lichtstrahlen die Benennun
gen der Größenklassen sehr unbestimmt,
so daß John Herschel bisweilen zur 18.—
20. zählt, waö Struve als 12. oder 13.
bezeichnet.
Verschieden von diesen Schätzungen der
Helligkeit sind die wirklichen photometri
schen Messungen der Sterne, die man
nach verschiedenen Methoden versucht hat,
jedoch immer so, daß der Beobachter nur
über die Gleichheit zweier Lichtintensitäten
zu entscheiden hat. Es ist nämlich leichter,
diese Gleichheit zu beurteilen, sehr schwer
aber, aus dem unmittelbaren Anblick über
das Verhältnis zweier Helligkeiten ein zu
verlässiges Urteil abzugeben. Indessen ist
es erst in neuerer Zeit gelungen,'Instru
mente zu konstruieren, die einigermaßen
zuverlässige Resultate geben.
John Herschel, der während seines
Aufenthalts am Kap der Guten Hoffnung
die Helligkeit der Sterne des südlichen
Himmels einer umfassenden Prüfung un
terwarf, bediente sich dazu eines Astro-
meters (»Sternmessers«), eines In
struments, in welchem das mittels eines
Prismas reflektierte Bild des Mondes bn rch
eine Linse in verschiedenen Entfernungen
vom Auge zu einem künstlichen Stern
reduziert wurde, dessen Lichtintensität dem
Quadrat der Entfernung umgekehrt pro
portional war. Sollten nun zwei Fix
sterne miteinander verglichen werden, so
wurde der künstliche Mondstern auf die
Helligkeit eines jeden von ihnen gebracht,
und da das Verhältnis der Lichtintensitä
ten der beiden Mondsterne bekannt war,
so hatte man auch dasjenige der beiden
Fixsterne. So wurde 3. April 1836 bei
Vergleichung mit « des südlichen Kreu
zes der Mondstern in 96 Zoll, bei « im
Centaur aber in 61 Zoll Entfernung
