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Verfahrens gellt bis + 0,06 mg, ist also ebenso gross, als die 

 Genauigkeit der mit dem besten Instrumente, dem ZöLLNER'schen 

 Photonieter angestellten Beobachtungen, so dass die besten 

 Schätzungen mit den besten Messungen gleichwerthig zu nennen 

 sind. Der ausserordentliche Fortschritt, den die Astronomie in 

 der Ortsbestimmung der Gestirne aufweist, ist auf dem Gebiete 

 der Photometrie einem fast völligen Stillstande entgegen zu halten. 

 Die Vergleichung der Schätzungen mit den Resultaten der 

 Messung erwies zunächst die Richtigkeit des FECHNER'schen psycho- 

 physischen Gesetzes, und führte sodann zum Zusammenhang der 

 Sterngrösse mit der Intensität. Bedeuten m ± und m 2 die Grössen 

 zweier Sterne, deren Intensitäten J 1 und J 2 sind, •/. eine Constante, 



so hat man 



l , J", i 



m.-, — m, = — i log -f , ( 1 ) 



wobei das negative Vorzeichen der Gewohnheit entspricht, schwächere 

 Sterne mit höherer Ordnungszahl zu belegen. Die Nebeneinander- 

 Stellung von Schätzung und Messung zeigt zwar, dass die Grössen- 

 ordnung der Sterne kein ganz homogenes Maass darstellt, inso- 

 fern fc, das für Sterne der 3. — 6. Grösse merklich constant ist, 

 für hellere Sterne grösser wird. Für die mit freiem Auge sicht- 

 baren Sterne gilt jetzt als bester Werth log % = 0,340, für die 

 telescopischen Sterne dagegen log% = 0,394. 



Der in (1) gegebene Zusammenhang kann aber bei beliebiger 

 Wahl der Constante % gerade zur einheitlichen Definition der 

 Sterngrösse dienen. Nimmt man nämlich, wie dies allgemein ge- 

 schieht, mit Pogson log % = 0,400 an, so kommt 



m 2 — m 1 = — 2,5 log -f , (2) 



und jene Sterne haben einen um eine Grössenklasse verschiedenen 



Glanz, deren Intensitätsverhältniss -~ = 2,512 beträgt. 



Wie zu ersehen ist, bringt die PoGSON'sche Constante die 

 Messungsergebnisse der Sterne 6 tel " und höherer Ordnung in Ueber- 

 einstimmung mit den Schätzungen der Bonner Durchmusterung. 

 Bei den helleren Sternen kommen natürlich svstematische Ab- 



