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Fixsternsystem 



Teil des Sdhimmels hat namentlich Lacaille 

 (1713 bis 1762) gelegentlich seines Aufenthalts 

 am Kap der guten Hoffnung die Einteilung 

 in Sternbilder besorgt, wobei er, wie die 

 auf der beistehenden Karte des sdlichen 

 Sternenhimmels angegebenen Namen be- 

 weisen, wenig Geschmack und poetischen 

 Sinn entwickelte. Fr die besonders hellen 

 Sterne sind lateinische, griechische und 

 hauptschlich arabische Namen im Gebrauch. 

 Bayer (1572 bis 1625, Rechtsanwalt in 

 Augsburg) fhrte die Bezeichnung durch 

 griechische und lateinische Buchstaben mit 

 Hinzufgung des Sternbildes ein; die schw- 

 cheren, mit bloem Auge noch sichtbaren 

 Sterne eines Sternbildes, welche keine Buch- 

 staben mehr erhalten konnten, sind von 

 Flamsteed (1646 bis 1719, Direktor dei 

 Greenwicher Sternwarte) mit Zahlen ver- 

 sehen worden. Zur Bezeichnung eines 

 teleskopischen Sternes bedient man sich, wenn 

 er in einem Sternkatalog vorkommt, der 

 Nummer, unter welcher er dort aufgefhrt 

 ist, oder, wenn er noch nirgends katalogisiert 

 ist, der Angabe seines Ortes an der Himmels- 

 kugel (s. unter 2d). 



2 b) Einteilung der Sterne in 

 Grenklassen. Nach ihrer Helligkeit 

 teilt man die Sterne schon seit den Zeiten 

 der alten Griechen in verschiedene Gren- 

 klassen, so da man die hellsten Sterne als 

 solche 1. Gre, die in mondlosen Nchten 

 mit bloen Augen gerade noch erkennbaren 

 als Sterne 6. Gre bezeichnet. Nach Er- 

 findung des Fernrohres wurde die Einteilung 

 in Grenklassen auch auf die teleskopischen 

 Sterne ausgedehnt, in besonders groem Ma- 

 stab und mit besonderer Zuverlssigkeit der 

 Schtzungen von Argelander (1799 bis 1875, 

 Direktor der Sternwarte zu Bonn) und seinen 

 Gehilfen Schoenfeld (1828 bis 1891, zuletzt 

 Direktor der Sternwarte zu Bonn) und 

 Krueger (1832 bis 1896, zuletzt Direktor 

 der Sternwarte zu Kiel) bei Herstellung der 

 Bonner Durchmusterung des nrdlichen 

 Himmels, die von Schoenfeld spter bis 

 23 sdlicher Deklination fortgesetzt wurde, 

 so da in dem Gesamtwerk von ber 450000 

 Sternen Helligkeitsschtzungen nach sehr 

 einheitlichem System vorliegen. 



Photometrische Untersuchungen haben 

 ergeben, da das Helligkeitsverhltnis der 

 Sterne zweier aufeinander folgender Gren- 

 klassen 2,512 ist, d. h. ein Stern irgendeiner 

 Grenklasse sendet 2,512 mal soviel Licht 

 aus als ein Stern der nchsten Grenklasse. 

 Nur die erste Grenklasse macht hier eine 

 Ausnahme, indem man in sie alle Sterne, 

 die heller als 2. Gre sind, hineingebracht hat. 

 Bei genauen Grenangaben ist man gentigt, 

 unter Beibehaltung des Helligkeitsverhlt- 

 nisses 2,512 die Gre der hellsten Sterne 



durch negative Zahlen auszudrcken; so ist 

 die Gre von Sirius gleich 1,7 und von 

 dem nur in sdlicheren Breiten sichtbaren 

 Canopus gleich 1,0. Fr die Sonne hat 

 man die Gre 26,5 gefunden. 



Von den zahlreichen Photometern, welche 

 es gibt, sind fr groe Sternhelligkeitskataloge 

 nur drei benutzt worden, nmlich von Picke- 

 ring (Direktor der Harvard- Sternwarte in 

 Cambridge, Mass.) fr die Harvard Photo- 

 metry das Meridianphofometer, bei 

 welchem in zwei mit gleichen Objektiven 

 versehene, in der Ostwestriehtimg horizontal 

 liegende Rohre durch zwei unter 45 gegen 

 die Fernrohrachse geneigte Spiegel der den 

 Meridian gerade passierende, zu untersuchende 

 Stern und der polnahe Vergleichstern, bei 

 Pickering ), Ursae minoris, reflektiert 

 werden, worauf durch Anwendung eines 

 Nicols und eines doppeltbrechenden achro- 

 matisierten Kalkspatprismas die beiden Stern- 

 bilder auf gleiche Helligkeit gebracht werden : 

 ferner ist benutzt worden von Pritchard 

 (1809 bis 1893, Direktor der Universittsstern- 

 warte in Oxford) fr die Uranometria 

 novaOxoniensis das aus einem keilfrmigen 

 Stck Rauchglas bestehende Keilphoto- 

 meter, das vor dem Okular so weit seitlich 

 verschoben wird, bis der zu prfende Stern 

 gerade unsichtbar wird; und endlich von 

 Mller und Kempf auf dem Astrophysikali- 

 schen Observatorium in Potsdam fr diePots- 

 damerDurchmusterung des nrdlichen 

 Himmels das von Zllner (1834 bis 1882, 

 Professor der physikalischen Astronomie in 

 Leipzig) erfundene, nach ihm benannte 

 Photometer, bei dem der Vergleichstern 

 durch eine knstliche Lichtquelle erzeugt 

 und durch Polarisationsprismen mit dem zu 

 untersuchenden Stern auf gleiche Helligkeit 

 gebracht wird. 



Die von der photographischen Platte 

 entnommenen Sterngien, welche meist 

 durch Ausmessung der Durchmesser der 

 Sternbildchen erhalten werden, knnen von 

 den visuell gefundenen oft bedeutend ab- 

 weichen, weil bei der Erzeugung des photo- 

 graphischen Bildes ganz andere Strahlen 

 wirksam sind als bei der Erzeugung des 

 visuellen Bildes. Bezeichnet man mit m t 

 und m 2 die Grenklassen zweier Sterne, 

 mit D x und D 2 die Durchmesser ihrer photo- 

 graphischen Bilder und mit a und Werte, 

 welche fr dieselbe photographische Platte 

 konstant sind, so ist nach Charlier 

 (Direktor der Steinwarte in Lund) m x m 2 = 

 a(logD 2 log D x ) und nach Scheiner 

 (Hauptobservator am Astrophysikalischen 

 Observatorium in Potsdam) fr nicht allzu 

 groe Helligkeitsdifferenzen m x m 2 = 

 /5(D 2 D^, welche beide Formeln brigens 

 nur als Interpolationsformeln ohne physi- 



