l'her Helligkeitsmessiiiigeii liüi kleinen Fixsternen. 267 



Ich weiMje hei einer späteren Gelegenheit die Beschreibung 

 eines Photometers niittheilen, mittelst dessen sich Sterne von ganz 

 beliebiger Helligkeit messen lassen, indem für die helleren Sterne 

 das Princip des Deckens des Objectives beibehalten, für die schwäche- 

 ren dagegen die Lichtabschwäcliting miltelst keilförmiger Neutral- 

 gläser adoptirt wird. Hat man durch Anwendung eines solchen 

 Apparates auch nur wenige Sterne aus einer auf die eben beschriebene 

 Weise beobachteten Zone photometrisch bestimmt, so ist hierdurch 

 der Anschluss an alle Zonensterne ermöglicht, für welche jene 

 gewissermassen als Fundamentalsterne dienen. 



Die Vortheile, welche so angeordnete Zonenbeobachtungen 

 bieten, sind vornehmlich: Geringe Abhängigkeit von der Absorption 

 der Atmosphäre ; die Helligkeit des Hintergrundes ist eliminirt; die 

 Beobachtungsmethode ist auf beliebig kleine Sterne anwendbar, ja 

 für kleinere vielleicht noch vortheiliiafter als für grössere; Einfach- 

 heit des Apparates und die Möglichkeit, denselben an jedem Fernrohre 

 leicht und bequem anzubringen; Helligkeitsmessung und Ortsbestim- 

 mung des Sternes geschieht zugleich. 



Vergleichang der Asteroiden mit Fixsternen; fielligkeitsephenieriden 

 für die Asteroiden. 



Schon bei Gelegenheit der Entdeckung der ersten vier Aste- 

 roiden am Anfange dieses Jahrhunderts haben Gauss und Olbers 

 darauf hingewiesen, wie nützlich es wäre, diese kleinen Planeten mit 

 benachbarten Fixsternen von nahezu gleicher Helligkeit, so oft als es 

 thunlich, zu vergleichen. Auch Herr Prof. Ar'gelander hat vor 

 mehreren Jahren in einem sehr interessanten Aufsatze, der sich im 

 XLII. Bande der astronomischen Nachrichten, Seite 177 u. f. vor- 

 findet, diesen Gegenstand aufs Nachdrücklichste hervorgehoben 

 und verschiedene Andentungen gegeben, welche bei derartigen Be- 

 obachtungen von Nutzen sein können. Er sagt darin unter anderem : 

 „Wenn wir die kleinen Planeten in möglichst verschiedenen Abständen 

 von Sonne und Erde mit einer Reihe gut gewählter Fixsterne verglei- 

 chen, nun aus jenen die Lichtmengen nach photometrischen Gesetzen 

 berechnen, die wir von den Planeten in den einzelnen Stellungen 

 erhalten, so werden uns dadurch die Verhältnisse der einzelnen 



