Uber den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne. 97 
als scheinbarer Durchmesser eines Fixsternes von der Helligkeit der beiden verglichenen Sterne. Setzt man 
die mittlere Helligkeit der Sterne erster Grösse — 1, so ist nach Steinheil '): 
Helligkeit von « Lyrae = 1,83 
A „ 0a Bootis—= 1,46 
Mitteln. 07.27 —15625 
und der scheinbare Durchmesser eines Fixsternes 
0,00630 
1,645 
unter der Voraussetzung, dass die Natur des Lichtes und die Leuchtkraft dieselbe, wie bei unserer Sonne 
— (0100491 
erster Grösse 0 — 
und keine merkliehe Liehtabsorption im Weltraume stattfindet. 
Das gefundene Endresultat erscheint ziemlich genau, insoferne dieses von der Harmonie der einzel- 
nen Beobachtungen unter sich abhängt, denn der mittlere Fehler einer einzelnen Beobachtung ist nur 
—= +50. Allein eine grössere Unsicherheit liegt in den Reduetions-Elementen. Besonders ist die 
Absorptionskraft der Atmosphäre und die Helligkeit des Himmelsgrundes unter verschiedenen Höhenwinkeln 
nieht hinreichend genau bekannt, und überdies bedeutend von dem jedesmaligen Zustande der Luft abhän- 
gig, was nicht nur an sich klar ist, sondern auch durch unsere Beobachtungen vom 1. Juli bestätigt wird. 
Die mittlere Unsieherheit einer einzelnen Beobachtung beträgt nahe '/, des Intervalles der Blendun- 
gen, was mit '/,, einer Ordnung oder Helligkeitsstufe eorrespondirt. Das angewendete Verfahren, die 
Sterne hinsichtlich ihrer Helligkeit dadurch zu vergleichen, dass sie durch allmähliches Verkleinern der 
Öffnung des Fernrohres zum Verschwinden gebracht werden , zeigt sich somit als ziemlich genau, ja ich 
halte es für genauer, als wenn zwei Sterne in demselben Gesichtsfelde gleich hell erscheinen , was um so 
schwerer beurtheilt werden kann, je heller die Sterne sind. Diesen von Argelander”) ausgesprochenen 
Satz habe ich vollkommen bestätigt gefunden, denn mit voller Öffnung des Fernrohres waren öfters zwei 
bis drei künstliche Sterne kaum oder gar nicht zu unterscheiden, während der Unterschied mit der Ver- 
kleinerung der Objeetiv-Öffnung immer mehr hervortrat. Man könnte auch folgendes Verfahren von Stein- 
heil anwenden. Bekanntlich geht das Bild eines Sternes in eine kreisförmige Fläche über, wenn das 
Oeular des Fernrohres verschoben wird. Wird nun das Ocular so weit herausgezogen, bis der Rand der 
Lichtfläche auf dem Himmelsgrunde nicht mehr zu unterscheiden ist, so lassen sich aus den Auszugsweiten 
die Durchmesser der Lichtflächen und somit die relativen Helligkeiten der Sterne finden. Diese Methode 
gibt eine grosse Schärfe, wenn die Sterne hinreichend hell sind; mein Fernrohr war jedoch zu schwach, 
um auf diese Art bei Tage für die Sterne am Himmel gute Vergleichungen zu erhalten, auch wären die 
Versuche viel mühsamer geworden, weil auf dem künstlichen Hintergrunde gleichzeitig nicht mehrere 
Quecksilberkügelchen hätten aufgelegt werden können, indem ihre Lichtflächen störend ineinandergreifen 
würden. 
Man kann hier noch fragen, ob denn wohl die Oberfläche der auf einer Glastafel liegenden Quecksil- 
bertropfen als sphärisch betrachtet werden könne. Streng genommen kann dieses nicht der Fall sein, allein 
ich war nicht im Stande, bei dem geringen Durchmesser von '/, bis ”/; Linie eine merkliche Abweichung 
zu finden, indem ich bei senkrechter Lage des Mikroskopes optische Bilder in verschiedenen Entfernungen 
von der senkrechten Axe des Tropfens mass. Jedenfalls ist dieser Fehler im Verhältnisse zu den andern 
eben besprochenen Fehlern ganz unerheblich. Bei grösseren Tropfen zeigt sich allerdings die Abweichung, 
von der sphärischen Gestalt. 
1) Helligkeitsmessungen am Sternhimmel, eine gekrönte Preisschrift. 
2) Schumacher, Jahrbuch 1844. 
Denkschriften der mathem.-naturw. Cl. V_ Bi. 13 
