Photometrische Beobachtungen her Nova (3.1901) Persei. 
19 
wenige Sterne erstreckten Untersuchung erreicht werden kann, kommen erwiesenermaassen 
subjective Unterschiede in der Auffassung verschiedener Sterne vor. Sind diese subjectivcu 
Unterschiede nicht bekannt, so riskirt man bei Entnahme fremder Helligkeitswerte für die 
Vergleichsterne, dass man zu ganz falschen Resultaten kommen kann. Diese Gefahr ist be¬ 
sonders gross, wenn die Sterne, um welche es sich handelt, verschiedenfarbig sind, wie dies 
gerade bei Vergleichungen der Nova notwendig der Fall sein musste. 
Nehmen wir z. B. an, ein Beobachter habe die Nova eines Tages mit einem Stern a 
verglichen, mit dem sie in Farbe genau übereinstimmte, und er habe sie um 0.5 Grössen- 
classen schwächer als a gemessen. Am folgenden Tage sei die Nova bedeutend röter gewesen, 
sie sei von demselben Beobachter wieder mit dem Stern a verglichen und 1.0 Grössenclassen 
schwächer als a gefunden worden. 
Es ist nun dann zwar nicht möglich zu sagen ob und um wieviel die Nova in Wirklich¬ 
keit ihre Helligkeit verändert hat, insofern als es eine objective von der Farbe unabhängige 
Definition der optischen Intensität nicht gibt und aus principiellen Gründen nicht geben kann; 
es würde also vielleicht ein anderer Beobachter unter denselben Umständen gar keine Verände¬ 
rung gefunden haben; dennoch bilden dann aber sämmtliche Helligkeiten der Nova, welche unser 
Beobachter für die verschiedenen Tage erhalten hat, indem er Nova immer mit a verglich, 
ein durchaus homogenes Material, welches, wenn ausserdem die Farben der Nova für die 
verschiedenen Tage bekannt sind, bei Vergleichung mit anderweitigen Beobachtungsreihen 
oder bei einer Frage nach systematischen Unterschieden verschiedener Beobachter als ein 
einheitliches Material behandelt und ausgenutzt werden kann. Alle Helligkeitsangabeu der 
Nova in der Beobachtungsreihe unseres Beobachters sind dann nämlich ausgedrückt in einem 
und demselben individuellen System der chromatischen Helligkeitsauffassung. 
Hat aber der Beobachter die Nova an dem zweiten Abend nicht mit dem Stern a , son¬ 
dern mit einem Stern &, dessen Farbe z. B. in der Mitte zwischen a und Nova lag, ver¬ 
glichen, und die Nova z. B. um 0.3 Grössenclassen schwächer als Ъ gefunden, so ist klar, 
dass er daraus die Differenz der Nova gegen а , welche er bei einer directen Vergleichung 
gefunden hätte, nur auf die Weise herleiten kann, dass er zu den beobachteten 0.3 Grössen¬ 
classen denjenigen Betrag addirt, um welchen ihm selbst der Stern h schwächer erscheint 
als a. Verwendet er dagegen für die Differenz b— a einen fremden, sagen wir der HP. ent¬ 
nommenen Wert, so kann dieser Wert sehr wohl um mehrere Zehntel Grössenclassen von 
jenem Betrage abweichen, und um ebensoviel wird dann auch das Resultat verfälscht. Die 
Helligkeitsangabe der Nova (Differenz gegen а ) für den zweiten Abend wird dann nur in 
einem gewissen Bruchteil (dem Teil Nova— b) seinem persönlichen Auffassungssystem, im 
Rest dem Auffassungssystem der HP. angehören; für einen dritten Abend, wo ein neuer 
Vergleichstern c angewandt wurde, wird die Mischung der Auffassungssysteme wieder eine 
andere sein; und es ist klar, dass eine auf solche Weise abgeleitete Reihe von Helligkeiten 
der Nova ein durchaus unhomogenes Material darstellt, das eigentlich gar keiner exacten 
Verwertung fähig ist. % 
3* 
