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intensität der Sterne das bemerkenswerte Resultat, dafs die Gradation 

 der Platte selbst für sehr verschieden gefärbte Sterne praktisch die gleiche 

 ist. Anders liegen die Verhältnisse für homogene Strahlen sehr ver- 

 schiedener "Welleuläuge. Hier ändert sich allem Anschein nach die 

 Gradation mit der Wellenlänge, eine Erscheinung, die wir als eine 

 Art von Purkinje-Phänomen der photographischen Platte be- 

 zeichnen können, und die eine gesonderte Reduktion der verschiedenen 

 Strahlungen bedingt. 



Es wäre vielleicht möglich gewesen, für eine gröfsere Anzahl von 

 Wellenbezirken, in deren jedem die Gradation als nahezu gleichmäfsig an- 

 gesehen werden durfte, eine eigene Schwärzungskurve zu bestimmen. Dies 

 hätte aber eine gröfsere Anzahl von Aufnahmen des Vergleichsterns voraus- 

 gesetzt, als mit der Ökonomie der Platte verträglich gewesen wäre, und 

 ein Übermafs an Messungen und Berechnungen bedingt, ohne dabei den 

 Vorzug eines wirklich strengen Verfahrens zu gewähren; denn da der Über- 

 gang der Gradation von einer Wellenlänge zur benachbarten naturgemäfs 

 ein kontinuierlicher ist, so hätte — selbst bei geringer Gröfse der einzelnen 

 Bezirke — die zugehörige Schwärzungskurve auch hier nur genäherte 

 Richtigkeit besessen. 



Es schien vielmehr empfehlenswerter, streng dififerentiell vorzugehen, 

 und überhaupt nur Schwärzungen miteinander zu vergleichen, die denselben 

 "Wellenlängen angehörten, d. h. jede gemessene Schwärzung in einem Stern- 

 spektrum zwischen die zugehörigen Schwärzungen der benachbarten Ver- 

 gleichspektren zu interpolieren. Die Aufgabe wurde dadurch etwas kom- 

 pliziert, dafs der Verlauf der Schwärzungen in diesen Vergleichspektren 

 die Interpolation nicht linear durchführen liefs, sondern die Hinzuziehung 

 der Differenzen höherer Ordnung bedingt hätte. Ich habe daher zunächst 

 unter Benutzung aller gemessenen Schwärzungen des Vergleichsterns und 

 ohne Berücksichtigung der mit der Wellenlänge variabeln Gradation eine 

 „mittlere Schwärzungskurve" berechnet und mit der so gefundenen 

 Kurve alle Schwärzungen in „Quasiintensitäten" umgewandelt. Durch 

 diese Reduktion werden die den verschiedenen Vergleichsternaufnahmen 

 entsprechenden Intensitätskurven so nahe parallel, dafs jetzt unbedenklich 

 eine Interpolation mit nur ersten Differenzen gestattet war. Werden nun 

 die für irgend einen Stern abgeleiteten Quasiintensitäten 

 zwischen die zugehörigen Werte des Vergleichsterns ein- 

 gehängt, so erhalten wir die direkten, allerdings noch mit 

 Extinktion behafteten Intensitätsverhältnisse für die ge- 

 messenen Wellenlängen. 



