Bei gewöhnlicher Okularstellung mag ein Stern als 9T5 erscheinen (d.h. eine innere 

 Schwärzung ist eben noch erkennbar) und die Vertikalfäden sind scharf; schiebt man 

 das Okular etwas weiter hinein, so werden die Horizontalfäden scharf. Schiebt man es 

 noch tiefer hinein, so werden beide Fadenpaare etwas verwaschen, dafür gewinnt jetzt 

 aber der Stern an Deutlichkeit und Schärfe: seine Schwärzung hat an Intensität und 

 Ausdehnung zugenommen, sodaß er etwa als g"'o — g'^s erscheint, d.h. um eine drittel 

 Größenklasse heller. Hierin liegt jedoch kaum ein nennenswerter Nachteil für die 

 Schätzung, indem alle Sterne in gleichem Sinne davon betroffen werden und die will- 

 kürlich gewählte Skala doch später auf photometrische Anhaltsterne bezogen wurde. 



Öfters machte ich auf Platte II die Wahrnehmung, daß Sternpaare, besonders zwischen 

 den Größen 9'"o und 9T5, bei der 10 Minuten langen Exposition gleiche und bei der 

 5 Minuten langen Exposition verschiedene Bildgrößen aufweisen. Auch bei Sternen 

 II. Größe zeigte sich, daß von zwei durchaus gleich erscheinenden Objekten der langen 

 Aufnahme nur eins durch die kurze Aufnahme deutlich abgebildet ist, während an der 

 dem andern zukommenden Stelle nicht die geringste Schwärzung wahrzunehmen ist. Die 

 Ursache hierfür scheint in lokalen Empfindlichkeits-Unterschieden der Schicht zu liegen. 

 Daß Intensität und Ausdehnung der Schwärzung nicht immer in gleichem Verhältnis 

 stehen, zeigt sich auch darin, daß häufig von zwei benachbarten Sternen der Einzel- 

 aufnahme der eine klein und dunkelgrau, der andere groß und hellgrau erscheint, während 

 doch zu erwarten ist, daß größerem Bilddurchmesser auch tiefere Schwärzung entspricht. 



Nunmehr wurden zwei Einstellungen des vertikalen Doppelfadens zentrisch zum 

 Stern vorgenommen (Ablesungen der Schraube Ai und A(), sodann wurde der rechte 

 Faden mit dem linken Rande der inneren Schwärzung zur Deckung gebracht (A'), danach 

 der linke Faden mit dem rechten Rande (A'}; mit dem horizontalen Fadenpaar wurden 

 darauf die entsprechenden ßf, B% B" und B° gemessen. Die Messung von ß" war stets 

 dadurch erschwert, daß zwischen dem Faden und dem dunklen Kern durch Diffraktion 

 infolge der Beleuchtung ein heller Streifen bestehen blieb. Für die Sterne ohne meß- 

 bare innere Schwärzung (< g'^5) beschränkte die Messung sich auf die Zentralstellungen. 

 Sterne von der Größe 9'r5 sind zu Anfang der ganzen Reihe nur zentral gemessen, bei 

 der Wiederholung in Lage V und auf Platte II durchweg auch seitlich. Es hatte keinen 

 Zweck, die entsprechenden Seitenmessungen für Lage R etwa noch nachzuholen, denn 

 die Sterne von dieser Übergangsgröße gestatten ohnehin nur eine sehr unsichere Seiten- 

 messung: die Auffassung einer Grenze der mehr und mehr punktförmig werdenden 

 inneren Schwärzung ist hier doch meistenteils illusorisch. 



Bei verzerrten Sternscheibchen, z. B. eckiger Form oder dergleichen, wurde nicht 

 auf den geometrischen Mittelpunkt einer Richtung, sondern auf den dynamischen Mittel- 

 punkt des ganzen Gebildes eingestellt: wenn also die eigentliche innere Schwärzung 

 exzentrisch zum „Halbschatten" lag, wurde auch exzentrisch eingestellt. Denn bei jedem 

 Sternscheibchen sind die schwächeren Randteile am ersten einer Beeinträchtigung aus- 

 gesetzt, die durch geringfügige lokale Schichtverziehungen oder durch Fehler im Platten- 

 korn entstehen kann. 



Bei den schwächeren Sternen der Doppelaufnahme (Platte II) stimmen sehr häufig 

 die beiden ß-Ablesungen wesentlich besser miteinander überein, als die beiden A-Ab- 

 lesungen, weil das Auge auch auf den rechts gelegenen Stern der 10-Minuten-Aufnahme 



