( 606 ) 



twijfelachtig. Om aan deze zwarigheid te ontkomen, zou men tegelijk 

 met een tweede instrument kontrole-opnamen moeten maken. Een 

 ander middel ligt in het gebruik van de methode van Schwarzschild, 

 waarbij een fijn draadgaas in den slralenkegel een eindje voor liet brand- 

 punt gezet wordt. Dit geeft soortgelijke diffractiebeelden als een gaas 

 voor het objectief met dezelfde verzwakking. Wordt dan bij de eene 

 opname het gaas voor de eene helft van de plaat gezet, terwijl de andere 

 onbedekt blijft, bij de tweede omgekeerd het gaas voor de andere 

 helft van de plaat gebracht, zoo hebben, afgezien van eene onbruik- 

 bare middens! rook, waar de bundels lichtstralen gedeeltelijk door 

 het gaas gingen, alle sterren op de plaat een onverzwakt en een 

 verzwakt beeld. Is tt de absorptiecoëfficiënt, tl het verschil in 

 helderheid door wisseling van de atmospherische doorzichtigheid, dan 

 is het verschil der beelden op de eene helft van de plaat a-\-d, op 

 de andere helft <t — cl, en in het gemiddelde verdwijnt de invloed 

 van (I. 



Is er eenmaal voor eene bepaalde hemelstreek (b.v. om de Noord- 

 pool) door deze methoden eene nauwkeurige onaf hankelijke en zekere 

 schaal van photographische grootten vastgelegd, dan kan men voor 

 elke andere streek de grootten eenvoudig bepalen door haar met de 

 poolstreek op eenzelfde plaat op te nemen. Zoolang dit ideaal nog 

 niet bereikt is, moet voor elke streek de schaal onafhankelijk vast- 

 gesteld worden, waartoe de methode van Schwarzschild niet een 

 halfgaas in den stralenkegel het doelmatigst schijnt. 



Voor de praktische bepaling der stergrootten op de plaat kan men 

 van een aantal sterren, die eene reeks van dalende helderheid vormen, 

 de middellijn van beide beelden, het onverzwakte en het verzwakte, 

 meten, waarbij voor de zwakste beeldjes eene schaal van zwartheid 

 eene voortzetting der schaal van middellijnen vormt. Hieruit is dan 

 gemakkelijk de stergrootte als functie van de middellijn te vinden. 

 Men kan echter hetzelfde doel vermoedelijk even nauwkeurig door 

 schatting bereiken, zonder nietingen noodig Ie hebben. Daartoe maakt 

 men zich eene schaal van sterbeeldjes, die door geschikt gekozen 

 expositielijden telkens niet y, of 7, grootteklasse opklimmen. Neemt 

 men b.v. een stergroep op met expositietijden van 9, 12, 16, 21, 28, 38, 

 51, 67, 90, 120, 160, 213, 285, 379, 506, 675, 900 secunden, 

 dan heeft men eene schaal, die 4 grootteklassen, met intervallen van 

 0,25 omvat, waart nsschen men elk sterbeeld op eene plaat kan 

 schatten. Het doet er niet toe of het verschil tnsschen de uitersten 

 min of meer van 4 grootteklassen afwijkt ; deze schaal dient alleen 

 als hulpmiddel, en vervangt als 't ware de schaal van millimeters 

 waarin de meting der middellijnen elke ster invoegt. Met een paar 



