1330 
gevormd  door  een  stukje  uit  een  opname  van  Coma  Berenices  te  | 
snijden,  waarop  naast  elkaar  exposities  van  12,  15,  19,  24,  30,  38,  i 
48,  60,  76,  95  en  120  voorkomen,  dus  van  elke  ster  11  beelden,  | 
die  0'’\2  in  helderheid  opklimmen.  Door  dit  plaatje  achter  tegen  de  1 
plaat  A of  B te  drukken,  film  tegen  film,  eu  met  een  5 maal  ver-  ! 
grootend  oculair  de  beelden  te  vergelijken,  kon  elke  ster  op  A of  ! 
B door  schatting  tnsschen  de  termen  van  de  schaal  ingevoegd  i 
worden.  De  getallen  van  de  schaalwaarden  zijn  ongeveer  de  grootten  j 
van  sterren,  die  dezelfde  beelden  op  plaat  B zouden  hebben.  j 
Met  behulp  van  deze  schaal  werd  in  een  aantal  gelijkmatig  ver-  j 
spreide  hokjes  van  alle  duidelijk  zichtbare  sterren  op  plaat  B de 
helderheid  bepaald,  en  evenzoo  op  A van  alle  goed  zichtbare  en 
meetbare  beelden.  Daaruit  zijn  de  helderheidsverschillen  tusschen 
de  verschillende  exposities  te  vinden,  uitgedrukt  in  de  voorloopige 
schaal.  Om  de  eenheid  van  deze  voorloopige  schaal  in  de  absolute 
schaal  der  grootteklassen  uit  te  drukken,  werden  op  de  beide  platen 
C (wee  strooken.  Noord  en  Zuid,  uitgemeten,  zoo,  dat  elke  strook  I 
op  de  eene  plaat  geheel  door  het  Halbgitter  bedekt,  op  de  andere 
geheel  vrij  was.  Door  hieruit  het  verschil  in  helderheid  der  beelden 
me(  en  zonder  Halbgitter  in  de  \ oorlooige  schaal  af  te  leiden  en 
te  vergelijken  met  de  bekende  absorbtiecoefficient  van  het  Gitter, 
vindt  men  de  reductie  op  absolute  schaal.  Uit  eenige  bekende  hel- 
der-e  sterren  is  dan  de  absolute  grootte  te  vinden. 
Bij  de  uitvoering  en  herleiding  der  metingen,  bleek  dat  bij  de 
heldere  sterren  met  groote  beelden  tusschen  de  x'erschillende  platen 
systematische  verschillen  bestonden,  die  het  ongewenscht  maakten, 
deze  verder  te  gebruiken.  Bij  de  zwakkere  sterren  van  de  schaal 
traden  andere  fouten  op.  De  zwakste  beelden  \'ertoonden  zich  als 
eenigszins  onregelmatige  vlekjes,  die  ook  niel  steeds  0'”,2  in  grootte 
verschilden.  De  oorzaak  kan  deels  in  plaatselijke  variaties  van  ge- 
voeligheid en  niet  geheel  regelmatige  verdeeling  van  de  zilverkorrels 
liggen,  die  het  uiterlijk  van  deze  kleine  flauwe  vlekjes  beïnvloeden, 
deels  in  het  toevallig  samenvallen  van  beelden  van  andere  onzicht- 
bare sterren  met  schaalbeelden.  Het  bleek  daarom  noodig,  van  alle 
beelden  der  dikwijls  gebruikte  sterren  de  grootte  afzonderlijk  te 
bepalen.  Dit  werd  gedaan,  door  ze  lusschen  de  beelden  op  een 
poolplaat  in  te  schatten,  die  ook  met  een  theoretisch  interval  van 
0'",2  op  elkaar  volgden;  doordat  elk  schaalbeeld  in  meerdere  pool- 
sterreeksen  ingevoegd  werd,  gingen  de  fouten  van  deze  reeksen 
slechts  zeer  verzwakt  in  de  grootten  van  de  schaal  over.  Zoo  werd 
gevonden  voor  de  grootte  van  het  zwakste  (0)  tot  het  sterkste  beeld 
(10)  van  de  slerreii  ?c,  .v  en  : 
1 
