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Wir wollen zuerst dieses Messungsmittel fiir die Helligkeit der 

 Sterne in seiner einfachsten Anwendung betrachten. Wir Tverden da- 

 bei auf Mängel und Störungen aufmerksam werden, deren Hebung 

 zweckmässigere Apparate und Beobachtungsmethoden fodern, und in 

 dieser Ordnung des Ideenganges sollen sie auch hier besprochen 

 werden. 



Wenn man mittelst eines Fernrohres, dessen Okular in der opti- 

 schen Axe auf beiden Seiten des Brennpunktes bedeutend zu verstel- 

 len ist, jeden Stern in eine Lichtscheibe von verschiedener Intensität 

 der Erleuchtung verwandlen kann, so muss man, um diese Lichtflä- 

 chen unter sich in Intensität zu vergleichen, einen konstanten Gegen- 

 stand der Vergleichung haben. Dieses Objectum comparationis kann 

 aber sehr verschieden seyn. Denn man kann dazu die Erleuchtung 

 des Himmelsgrundes wählen, die Lichtflächen der Sterne aber mit 

 diesem vergleichen; oder man kann einen Spiegel in der Art im Ge- 

 sichtsfelde des Okulares erleuchten, dass die Sterriflächen mit seiner 

 Helligkeit zu vergleichen sfnd, oder man kann endlich, was das 

 Zvveckmässigste ist, eine Lichtfläche des einen Sternes, direkt mit 

 der eines Andern vergleichen. 



Je nachdem man nun das Eine oder das Andere dieser Verglei- 

 chungsobjekte wählt, entstehen andere Apparate und andere Verglei- 

 chungsmethoden. 



Jedes Fernrohr ohne alle weitere Vorrichtung kann also benützt 

 werden, Sterne in Helligkeit mit dem Himmelsgrunde und durch die- 

 sen unter sich zu vergleichen. Man kann dabei wie in Beilage IV. 

 Ablh. a entwickelt und durch Beispiele erläutert ist, eine gewisse 

 Distinktion der Lichlfläche auf dem Grunde als Maass der Verglei- 

 chung wählen, und wird stets nahe zu übereinstimmende Werthe er- 

 hallen. 



Diese Vergleichungsart wird jedoch . nie grosse Zuverlässigkeit 



