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nebeneinander im Gesichtsfelde zeigen, ohne dass die Helligkeit 

 dieser Sterne Funktion des Abstandes wird. 



■ 2. Das Bild eines jeden Sternes muss unabhängig ' vom andern 

 durch Verlängerung und Verkürzung in Lichtflächen zu ver- 

 wandeln seyn. 



3. Das Oeffnungsmaass (Objektivfläche) jedes Sternes muss mess- 

 bar geändert werden können. 



4. Das Instrument muss hinreichende Lichtstärke besitzen, um 

 auch auf die kleineren Sterne angewandt zu werden. 



Diesen Bedingungen genügt mit Ausnahme der letztern, die ich 

 in späteren Untersuchungen zu verwirklichen hoffe, der Prismenpho- 

 tometer, welcher in Beilage II. beschrieben, Tab. II. und III. nach der 

 Natur auf drei rechtwinklichten Projektionsebenen 4 ^^^ wahren 

 Grösse abgebildet ist. 



Aus Gründen, die in Beilage III. umständlich entwickelt sind, gab 

 ich zur Prüfung des Instrumentes künstlich hervorgebrachten Sternen 

 den Vorzug vor wirklichen. Die Resultate dieser Prüfungen sind in 

 Beilage IV. Abth. c angegeben, und werden zum Schlüsse berechtigen, 

 dass der Photometer zur Bestimmung der Lichtquantitäten der Fix- 

 sterne völlig geeignet sey *)• 



*) Einer negativen Erfahrung mnss ich hier noch erwähnen, die für die ortsbestimmende 

 Astronomie von einiger Wichtigkeit werden dürfte. 



Man kann nämlich zwei ungleich intensive Lichtpunkte durch Aendcrn der 

 Flächenintensität, (siehe Beilage V. ) d. h. durch Aenderung der Objektiviiffnnngen 

 nicht in HelLigkeit miteinander vergleichen. Der hellere Stern erscheint stets, wenn 

 auch sein wahrer Durchmesser weit unter der Grenze der Sichtbarkeit liegt, als scharf 

 begrenztes Lichtscheibchen. Durch Vermehren der Intensität des Lichtes (vermittelst des 

 Erleurhtiingsspiegels) kann dieser scheinbare Durchmesser bedeutend rergrössert wer- 

 den, ohne dass sich der wahre Durchmesser ändert. Wird nun derjenigen Objektivhälfte, 

 welche diesen helleren Stern zeigt, durch successives Verdecken immer mehr und mehr 



