Der große Sternhaufen im Hercules Messier 13. 2f> 



Die Bestimmung der SterngrÖfsen. 



Die Reduction der willkürlich angenommenen Helligkeitsscala auf Stern- 

 grÖfsen war nur auf einem nicht sehr sichern Umwege zu erreichen. Ich 

 habe in einer Reihe von Untersuchungen 1 ), deren Bestätigung auf durch- 

 aus .-Inderm Wege von Pickering 2 ) gegeben ist. gezeigt, dafs die bis 

 vor kurzem nach dem Vorgange der IUI. Henry als allgemein gültig 

 angenommene Proportionalität zwischen der Helligkeit der Sterne und der 

 Expositionszeit nicht besteht, dafs vielmehr das Yerliältnifs beider mit 

 der absoluten Helligkeit der Sterne, wahrscheinlich auch mit gewissen 

 Eigenschaften der photographischen Platte variirt. Es ist danach zur Zeit 

 nicht möglich, aus der Kenntnifs der Helligkeit der Sterne, welche bei 

 einer gewissen kurzen Expositionszeit noch eben erscheinen. aufdieGröfse 

 der schwächsten Sterne bei einer beträchtlich gröfseren Expositionszeit 

 zu schließen; die von den HU. Henry gemachten Angaben, wonacli 

 bei zweistündiger Expositionszeit mit den für die Himmelskarte bestimmten 

 Refractoren noch die Sterne der 1 7. Gröfsenelasse erseheinen, müssen als 

 illusorisch bezeichnet werden. 



Um im vorliegenden Falle die ungefähren Gröfsen angeben zu können. 

 mufste der Anschluß an ein schon bestehendes Gröfsensystem schwächerer 

 Sterne gesucht werden. Als solches habe ich das von Charlier auf photo- 

 graphischem Wege ermittelte System der Plejadensterne gewählt, für welches 

 bereits eine Vergleichung mit Lindemann, Pickering und Wolf vor- 

 handen ist. Der Anschlufs geschah mit Hülfe einer Plejadenaufnahme , die 

 mit zweistündiger Expositionszeit und bei ähnlichen Luftverhältnissen wie bei 

 Platte I erhalten war. Auf dieser Aufnahme wurden von einer Anzahl von 

 Sternen der 8. bis 12. Gröfse die Durchmesser der Sternscheibehen gemessen 

 und mit entsprechenden Durchmesserbestimmungen der Anhaltsterne und 

 der Sterne des Sternhaufens auf Platte I verglichen. Hieraus ergab sich 

 zunächst auf graphischem Wege, dafs der Verlauf der Helligkeitscurven 

 auf beiden Platten derselbe ist. so dafs sich also die relativen Gröfsen 

 für die Sterne des Sternhaufens ziemlich sicher ermitteln lassen. In 

 Betreff der absoluten Helligkeit eines der Sterne ist aber keine Controle 



l ) Astr. Nachr. Bd. 128. 



s ) Annais of the Astronomical Observatory oi' Harvard College. Vol. Will. 

 Math. Abh. nicht zur Akad. yehör. Gelehrter. 1S92. 1. 1 



