( 605 ) 



van den expositietijd win!. 1 ) maar deze grootheid is van plaat tot plaaf 

 verschillend en moet dus ook voor elke plaat afzonderlijk bepaald 

 worden. Daartoe moet op de plaat eene schaal van photographische 

 stergrootten vastgelegd worden. De bepaling van deze stergrootten 

 kan niet door aansluiting aan eene visueele helderheidsschaal uitge- 

 voerd worden, daar de spectra der zwakke sterren onbekend zijn ; 

 zij moet zelfstandig door photographische methoden plaats vinden. 



Tot nu toe bestaat nog geen schaal van photographische stergroot- 

 ten (gedefinieerd door in = 2,5 log L), die onafhankelijk van visueele 

 helderheden is. Meestal worden zij zoo bepaald, dat zij zich voor 

 sterren van eene bepaalde spectraalklasse (Harvard A.) aan de visueele 

 photometrische schaal aansluiten. Ook in Pickering's "Report on 

 stellar magnitudes in Kapteyns selected areas" 2 ) wordt slechts in 't 

 algemeen van de noodzakelijkheid gesproken, de schaal voor zwakke 

 sterren door middel van prismatische nevenbeelden, verschillende 

 expositietijden of draadgaas vast te leggen. Het is echter duidelijk 

 dat de beide eerste middelen eene zelfstandige onafhankelijke schaal- 

 waarde niet kunnen geven. Daartoe is alleen een draadgaas in staat, 

 waarvan de absorptie door laboratoriumproeven bepaald is. Eene 

 tweede onafhankelijke methode is onlangs door Hertzsprung voorge- 

 steld, door gebruikmaking van het eerste buigingsbeeld bij een wijd 

 tralie voor het objectief, waarvan de lichte en donkere ruimten even 

 breed zijn. 



Voor de bepaling der grootten moet dus van dezelfde hemelstreek, 

 waarvan eene ct telplaat" gemaakt is, eene !( schaalplaat" genomen 

 worden, met twee opnamen van denzelfden duur, een met vrij 

 objectief, en een met "aas, of bij Hkrtzsprungs methode de tweede 

 niet het objectieftralie. Men heeft dan op de plaat van elke ster 

 twee beelden, die een bekend aantal stergrootten in helderheid ver- 

 schillen, en daaruit laat zich eene schaal van photographische ster- 

 grootten op de plaat afleiden, die van alle visueele grootten geheel 

 onafhankelijk is. 



Nu lijdt deze methode echter aan het euvel, dat de beide opnamen 

 na elkaar plaats vinden, zoodat door wisselingen in de doorzichtigheid 

 van den dampkring het werkelijke helderheidsverschil niet met het 

 theoretische overeenstemt. Daardoor wordt de grondshiü; der methode 



!) Volgens Sch\varz5i:hild (Beitrage zur photographischeu Photometrie der 

 Gi;stirne) is log I + p log t = const. ; voor p werden waarden gevonden, die meest 

 tusschen 0,7 en 0,0 liggen. Neemt men als gemiddelde 0,S aan. zoo is bij tien- 

 voudigen expositietijd log 1 — 0,8, dus de winst juist 2 grootteklassen. 



-) J. G. Kapteyn, First and second Report on the progress of the plan of 

 selected areas 1911. pag. 31. 



40 



Verslagen der Afdeeling Natuurk. Dl. XX. A'. 1911/12. 



