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{"created":"2022-01-31T16:43:35.219786+00:00","id":"lit36008","links":{},"metadata":{"alternative":"Zeitschrift f\u00fcr Sinnesphysiologie","contributors":[{"name":"L\u00f6hle, F.","role":"author"}],"detailsRefDisplay":"Zeitschrift f\u00fcr Sinnesphysiologie 60: 233-248","fulltext":[{"file":"p0233.txt","language":"de","ocr_de":"233\n\u2022 \u2022\nUber die physiologischen Fehlerquellen der\nAusl\u00f6schphotometrie\nVon\nF. L\u00f6hle (Potsdam)\nMit 5 Abbildungen im Text\nIm Anschlufs an eigene Beobachtungen mit blofsem Auge werden die Fehlerquellen der Sch\u00e4tzung der Sichtbarkeitsgrenze besprochen: 1. Mangelhafte Adaptation des Auges, 2. \u00f6rtliche Unterschiede der Empfindlichkeit der Netzhaut (fovealer und extrafovealer Schwellenwert), 3. Einflufs der Helligkeit des Himmelsgrundes. Dieselben Fehlerquellen und noch einige weitere bilden die Hauptschw\u00e4chen der Ausl\u00f6schphotometrie: 1. Zeitliche Schwankung des Beizschwellenwertes, 2. Einflufs der Farbe, 3. Wirkung des Beugungsbildes.\nTrotz der Einfachheit ihrer Anwendung wird die Ausl\u00f6schungsmethode heute nur noch von wenigen Beobachtern gebraucht. An ihre Stelle ist das ihr an Genauigkeit \u00fcberlegene Verfahren des direkten Vergleichs des nat\u00fcrlichen Sterns mit einem k\u00fcnstlichen gleicher, bekannter Helligkeit getreten. Um so bemerkenswertes ist, dafs unl\u00e4ngst R. L. Watebeield1 im Anschlufs an Untersuchungen \u00fcber die systematischen Fehler der Gleichheitsphotometrie den Vorschlag macht, die Ausl\u00f6schungsmethode mit geringf\u00fcgiger Ab\u00e4nderung des Beobachtungsverfahrens wieder in den Dienst einiger photometrischer Aufgaben zu stellen, z. B. der Beobachtung heller, ver\u00e4nderlicher Sterne, in deren Umgebung es an geeigneten Vergleichsobjekten fehlt. \u00dcberraschend ist die von Watebeield bei der Ausl\u00f6schung k\u00fcnstlicher Sterne im Laboratorium erzielte Genauigkeit. Wenn er den Stern immer an derselben, aufserfovealen, gleich empfindlichen Netzhautstelle zum Verschwinden bringt \u2014 was ihm durch Benutzung eines Fixationspunktes gelingt \u2014, weichen\n1 R. Waterfield: Journ. Brit. Astr. Ass. 36, 260 (1926).","page":233},{"file":"p0234.txt","language":"de","ocr_de":"234\nF. L\u00f6hle\ndie Beobachtungsergebnisse um weniger als 0m,06 astronomische Gr\u00f6fsenklassen1 voneinander ab.2 Zur Kennzeichnung dieses Genauigkeitsgrades sei daran erinnert, dafs der von ge\u00fcbten Beobachtern am Z\u00f6llner-Photometer begangene mittlere Fehler einer Messung um 0m,l Gr\u00f6fsenklassen herum schwankt. Watereield hat sich auf Laboratoriumsmessungen beschr\u00e4nkt. Die Beobachtungen am gestirnten Himmel mit blofsem Auge oder am Fernrohr weichen in mehrfacher Hinsicht von den Messungen im Laboratorium ab.\nDas Ziel ist in beiden F\u00e4llen das gleiche: Bei Beobachtung mit blofsem Auge wird ein an der Reizschwelle befindlicher Stern aufgesucht, d. h. die Sichtbarkeitsgrenze bestimmt, am Fernrohr wird ein angegebener Stern bis zur Ausl\u00f6schung abgeschw\u00e4cht. Die Genauigkeit, mit der die Durchsichtigkeit der Luft bestimmt werden kann, h\u00e4ngt von den bei der Sch\u00e4tzung der Sichtbarkeitsgrenze begangenen Fehlern ab, der Verwendungsbereich der Ausl\u00f6schungsmethode wird durch die Beobachtungsfehler begrenzt. Die Fehlerquellen dieses vielseitigen Verfahrens verdienen daher erh\u00f6hte Beachtung.\nBekanntlich h\u00e4ngt die Empfindlichkeit der Netzhaut vom jeweiligen Adaptationszustand des Auges ab. Um den Einflufs der Adaptation aut die beobachtete Sichtbarkeitsgrenze zu veranschaulichen , sei zun\u00e4chst das Ergebnis einer Beobachtungsreihe mitgeteilt, die ohne vorherige Dunkeladaptation begonnen wurde. Kurz vor der Beobachtung blickte das bis dahin an die Tischbeleuchtung adaptierte Auge durch eine Mattscheibe hindurch in eine Metall-Fadenlampe von 25 H< Lichtst\u00e4rke in rund 1 m Abstand, so dafs eine Helladaptation an eine mittlere Beleuchtungsst\u00e4rke von 20 Lux angenommen werden darf. Unmittelbar an diese Vorbelichtung des Auges schlofs sich die Beobachtung an. In Abst\u00e4nden von 3 Minuten, die durch den Glockenschlag einer sonst f\u00fcr photographische Arbeiten benutzten, kleinen Uhr angegeben wmrden, suchte das linke Auge die vorher ausgesuchte, zenitnahe Gegend nach den eben noch sichtbaren Sternen ab. Nach einiger \u00dcbung konnte die jeweilige Sichtbarkeitsgrenze in weniger als einer halben Minute festgestellt werden.\n1\t0m,01 astronomische Gr\u00f6fsenklassen = 1%.\n2\tDie von W. Hassenstein und F. L\u00f6hle erzielte Genauigkeit bei der Ausl\u00f6schung von leuchtenden Kreisscheiben auf lichtlosem Grund ist von gleicher Gr\u00f6fsenordnung, vgl. F. L\u00f6hle, Z. S. Physik 54, 137 (1929).","page":234},{"file":"p0235.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n235\nTabelle 1\n1929, April 4\tBeobachter: F. L\u00f6hle\n22 30\u201423 30. M. E. Z.\tOrt: Astrophysik. Observatorium Potsdam\nZeit in Min. von Beginn der Beobachtung an\tOrt 1900\tBezeich- nung\tFarbe P. D. \u00a7\tGr\u00f6fse P. D. \u00a7\tBeob- achtungs- ergebnis\n0\t12 10 58\t5 Uma 1\tW\tm 3,52\t- +\n3 1\t18 04 86\t23 \u00d4 Umi2\tW\t4,68\tH\u2014\n\t16 56 82\t22 8 \u201e\tG\t4,48\t- +\n\t14 27 76\t\tG+\t4,37\t- +\n6\t09 45 54\t30 cp Uma\tGW\t4,74\t+ -\n1\t14 09 78\t4 Umi\tG\t4,94\t\th\nj !\t16 20 75\t21 7]\t,,\tWG\u2014\t5,08\t- +\ni 9\t06 43 69\t43 Cam 3\tGW\u2014\t5,31\t\tb\n\t06 40 68\t42 n\tGW-\t5,34\t+ -\n\t11 23 39\t57 Uma\tGW\u2014\t5,50\t+ -\n12\t12 43 67\t7 Dra 4\tG\t5,48\t- +\n\t12 56 67\t9 \u00bb\tWG\t5,45\t+ -\n\t12 51 16 l\t8 \u201e\tGW\t5,44\tH\u2014\n15\t11 23 39\t57 Uma\tGW\u2014\t5,50\t_l\t\n\t11 35 35\t61 \u201e\tGW\t5,58\t+ -\n18\t11 35 35\t61 \u201e\tGW\t5,58\tH\u2014\"\n\t11 23 39\t57\t\u201e\tGW\u2014\t5,50\t+ 4-\n21\t11 35 35\t51\t\u201e\tGW\t5,58\t+ -\n\t10 45 57\t42\t\u201e\tWG\t5,66\t+ -\n24\t08 25 65\tA \u201e\tGW\t5,74\t\u2014 +\n\t10 45 57\t42\t\u201e\tWG\t5,66\t+ -\n27\t08 25 65\tA \u201e\tGW\t5,74\t+ ~\n\t11 33 44\t59\t\u201e\tGW\t5,77\t+ -\n\t11 25 43\t58\t\u201e\tGW\t6,11\t\t \t\n30\t08 25 65\tA \u201e\tGW\t5,74\t+ -\n\t11 33 44\t59\t\u201e\tGW\t5,77\t+ -\n\t11 25 43\t58\t\u201e 1\tGW\t6,11\t\t\n1 Umi = Ursae minoris. 2 Uma = Ursae majoris. 3 Cam = Camelopardalis. 4 Dra = Draconis. \u00a7 G. M\u00fcller und P. Kempf, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, Bd. 17, Nr. 52, 1906 (Potsdamer Durchmusterung, Generalkatalog).","page":235},{"file":"p0236.txt","language":"de","ocr_de":"236\nF. L\u00f6hle\nDie Notizen wurden mit dem rechten, bei bedecktem linken Auge gemacht, Vertrautheit mit der jeweils ausgesuchten Himmelsgegend sch\u00fctzt den Beobachter vor Zeitverlust und zu fr\u00fcher Erm\u00fcdung des Auges durch unn\u00f6tiges Umhertasten.\nIn der Zeit von Mitte September 1928 bis Anfang April 1929 wurden auf diese Weise 8 Beobachtungsreihen erhalten. Da sie unter sich nur um Betr\u00e4ge abweichen, die innerhalb der Beobachtungsfehler liegen, sei hier lediglich die letzte am 4. April 1929 ausgef\u00fchrte Beobachtungsreihe mitgeteilt (vgl. Tab. 1). Die Wiedergabe der Beobachtungen, wie sie in Tab. 1* vorgenommen ist, hat sich als zweckm\u00e4fsig herausgestellt. Es zeigte sich n\u00e4mlich, dafs das blofse Merkmal der Schwelle, den Zustand der Ebenmerklichkeit darzustellen, nicht zur eindeutigen Definition der Sichtbarkeitsgrenze hinreicht. Vielmehr mufste folgendes Verfahren eingeschlagen werden: In die Klasse der \u201enoch \u00fcberschwelligen\u201c Objekte werden diejenigen schw\u00e4chsten Sterne aufgenommen, die auf den ersten Blick wahrzunehmen sind und beliebig lange, ohne sie zu verlieren, im Gesichtsfeld festgehalten werden k\u00f6nnen, zur Gruppe der \u201ean der Schwelle\u201c befindlichen Sterne werden diejenigen gerechnet, die nur mit Unterbrechungen sichtbar bleiben. Mit \u201eeben unter der Schwelle\u201c liegend werden diejenigen Sterne bezeichnet, die ab und zu auf blitzen, um sofort wieder in dem k\u00f6rnigen Untergrund, den ihre Gesamtheit bildet, zu verschwinden. Die Gruppe der \u201ean der Schwelle\u201c befindlichen Sterne mufste in noch zwei Klassen unterteilt werden und zwar in solche, die mit kurzen, und solche, die mit langen Unterbrechungen sichtbar sind.1 Die Einf\u00fchrung folgender Abk\u00fcrzungen hat sich bew\u00e4hrt:\n-}\u2014{-: noch \u00fcberschwellig;\nH----: mit kurzdauernden Unterbrechungen! an der Schwelle\n\u2014\t-f~ : mit langdauernden Unterbrechungen/ sichtbar2\n\u2014\t\u2014 : eben unter der Schwelle, d. h. hin und wieder sichtbar.\n1\tF\u00fcr diese Erscheinung k\u00f6nnen drei Deutungen angef\u00fchrt werden: a) Schwankungen der Aufmerksamkeit (psychologische Erkl\u00e4rung), b) Schwankungen des Stoffwechselgleichgewichts (physiologische Erkl\u00e4rung), c) \u00f6rtliche Unterschiede der Empfindlichkeit der Netzhaut als Ursache, unwillk\u00fcrliches Abirren des Blickes als Bedingung f\u00fcr das Zustandekommen der Schwankungen.\n2\tDie im allgemeinen \u00fcbliche Gleichsetzung der Sichtbarkeitsgrenze mit der eben ersp\u00e4hbaren geringsten Helligkeit am Himmel ist wie jede","page":236},{"file":"p0237.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n237\n6^0\n4-0\n*/\nO\nS\u00e4mtliche Beobachtungen wurden ein\u00e4ugig (mit dem linken, emmetropischen Auge) ausgef\u00fchrt. Der Blick war stets 10\u201415\u00b0 nach rechts oben gerichtet. Das Ergebnis der in Tab. 1 enthaltenen und in Abb. 1 graphisch dargestellten Beobachtungen l\u00e4fst sich dahin zusammenfassen, dafs eine halbst\u00fcndige Dunkeladaptation des Auges unerl\u00e4fslich ist.\nWie einige g\u00fcnstig verlaufene Kontrollversuche zeigten, l\u00e4fst sich die Adaptation an v\u00f6llige Dunkelheit auf 10 Minuten beschr\u00e4nken, w^enn das zur Beobachtung bestimmte Auge zuvor eine halbe Stunde verdeckt und ws das andere Auge nur ged\u00e4mpftem Licht ausgesetzt wird. Was die Farbe der an der Sichtbarkeitsgrenze befindlichen Sterne angeht, so fand ich \u2014 insbesondere bei Mondschein und am Ende einer Beobachtungsreihe \u2014 den Hinweis von J. v. Keies1 best\u00e4tigt, dafs viele Beobachter \u201edie mit dunkel adaptiertem Auge wahrgenommenen, lichtsehwachen Objekte direkt f\u00fcr leicht bl\u00e4ulich\u201c erkl\u00e4ren. Die an der Reizschwelle gesehenen weifsen, gelben und roten Sterne unterscheiden sich nicht im Aussehen. An der Schwelle nehme ich stets denselben blaugrauen, verwaschenen Fleck wahr. Das schmutzige, matte Grau tritt bereits auf, wenn die Sterne noch um einige Zehntel Gr\u00f6fsenklassen \u00fcberschwellig sind.\nWegen der \u00f6rtlichen Unterschiede der Empfindlichkeit der Netzhaut2 mufs der Beobachter die Blickrichtung m\u00f6glichst konstant halten. Im allgemeinen wird diejenige Blickrichtung bevorzugt, die das Objekt auf die empfindlichste Netzhautstelle fallen l\u00e4fst. F\u00fcr den Verfasser ist das die obere, nasale Netz-\n9\n15\n21 Z7 33 Min.\nAbb. 1\nAbh\u00e4ngigkeit der Sichtbarkeitsgrenze von der Dunkeladaptation des Auges\nandere Beanspruchung des Auges auf seine \u00e4ufsersten Grenzleistungen zu verwerfen. Was hier als Sichtbarkeitsgrenze bezeichnet wird, deckt sich mit der klassischen, von J. v. Kries gegebenen Definition der Reizschwelle als derjenigen Intensit\u00e4t, \u201ewelche das auf sie gelangende Licht besitzen mufs, um eben noch gesehen, d. h. von der Abwesenheit des Lichtes unterschieden zu werden\u201c. J. v. Kries, Pfl\u00fcgers Arch. Sppl.-Bd. 1882, S. 278.\n1\tJ. v. Keies, Nagels Hdbch. der Physiol., Braunschweig 1904, Bd. IIIr 1. H\u00e4lfte, S. 188.\n2\tH. v. Helmholtz, Handbuch der physiologischen Optik, 3. Aufl. Bd 2\u201e S. 278 (1911).","page":237},{"file":"p0238.txt","language":"de","ocr_de":"238\nF. L\u00f6hle\nhauth\u00e4lfte. Die Empfindlichkeit der Netzhaut nimmt mit Ann\u00e4herung an die Fovea stetig ab.\nDas foveale Sehen zeichnet sich vor dem aufserfovealen Beobachten durch einige charakteristische Merkmale aus : Sterne, die auch f\u00fcr die Fovea noch \u00fcberschwellig sind, verlieren beim Fixieren jenen Glanz, der sie im indirekten Sehen auszeichnet.1 Die im aufserfovealen Sehen verwaschenen Sternbilder werden bei strenger Fixation punktf\u00f6rmig. Wird zuf\u00e4llig ein an der fovealen Schwelle liegender Stern fixiert, so verschwindet er, indem er einen kaum merklichen Lichthof von wenigen Minuten Durchmesser hinterl\u00e4fst. Bei der geringsten, unwillk\u00fcrlichen Bewegung des Auges springt der Stern ruckartig ins Gesichtsfeld zur\u00fcck.\nTabelle 2\n1928, Nov. 6\tBeobachter: F. L\u00f6hle\t3106 m \u00fc. M.\n2030\u20142130. M. E. Z. Ort: Observatorium Hoher Sonnenblick, Hohe Tauern\nOrt 19C0\tBezeich- nung\tFarbe P. D.\tGr\u00f6fse P. D.\tBeobachtungsergebnisse\t\t\t\t\t\n\t\tFoves\tde Siel\tltbarke\titsgrenze\t\t\t\t\n22 38 30\t7] Peg2\tG\tm 3,22\tH\u2014b\t_|\u2014p\tH\u2014\t+ +\tH\u2014b\t_j\u2014p\n01 47 63\te Cas 3\tGW\u2014\t3.64\t\tb\t- +\t+ -\t- +\t- +\t\tb\n00 34 30\t\u00f4 And4\tG\t3,48\tH\t\tH\u2014\tH\u2014b\tH\u2014\t\tb\t+ -\n15 21 72\ty Umi5\tGW\t3,34 |\tH\u2014\t+ -\t+ -\t+ +\t+ +\tH\t\n23 35 77\ty Cep6\tG\u2014\t3,43\t\tb\t\tb\t+\tH\u2014\t+ -\t+ -\n22 46 66\t4 \u00bb\tG\t3,68\tb\t- +\t\tb\t\u2014 _p\t\tb\t- +\n22 07 58\t\u00a3 \u00bb\tG+\t3,60\t- +\t- +\t\tb\t- +\t+ -\t- +\n21 27 70\t\u00df \u00bb\tW-t-\t3,48 !\tH\u2014\t+ -\t+ +\t+ -\t+ -\t- +\n23 15 48 ; 23 15 42 23 14 41 23 05 50 23 16 38 23 22 42\nExtrafoveale Sichtbarkeitsgrenze\n11\tAnd3 10\n9 6\n12 13\n\u00ab\n\u00bb\n\u00bb\nn\nG-\nm\n5,54 j -1----\n+ -\n----b\n+ +\nH\u2014b\nH----\nH b\n+ -\n---[_\n+ -+ -\nb Den st\u00e4bchenweifsen Sternenglanz beschreibt 0. Lummer meisterhaft in einem Aufsatz \u00fcber das \u201eSt\u00e4bchensehen in klarer Sternennacht\u201c : O. Lummer, Physik. Z. 24, 97 (1913).\nPegasi. 3 Cassiopeiae. 4 Andromedae. 5 Ursae minoris. 6 Cephei.","page":238},{"file":"p0239.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n239\nDie Fixation l\u00e4fst sich nur mit M\u00fche l\u00e4nger als Bruchteile einer Sekunde aufrecht erhalten. Darin liegt die Hauptschwierigkeit des fovealen Beobachtens.\nDer Unterschied zwischen dem fovealen und dem extra-fovealen Schwellenwert ergibt sich aus 4 auf dem Hohen Sonnblick, Hohe Tauern, 3106 \u00fc. M.1 angestellten Beobachtungs-\nm\nreihen zu rund 2,5, vgl. Tab. 2, aus 18 Beobachtungsreihen mit blofsem Auge am durchsichtigen, mondlosen Potsdamer Himmel\nm\nim Mittel zu 2,2 Gr\u00f6fsenklassen, vgl. Tab. 3.\nTabelle 3\n1928, Dez. 9\tBeobachter: F. L\u00f6hle\n20\u201421. M. E. Z.\tOrt: Astrophys. Observatorium, Potsdam\n\tBezeich-\tFarbe\tGr\u00f6fse\t\nOrt 1900\t\tP. D.\tP. D.\tBeobachtungsergebnisse\n\tnung\t\t\t\nFoveale Sichtbarkeitsgrenze\n21 27 70\t\u00df Cep2\tw+\tm 3,48\t+ -\t+ -\t+ -\t+ +\n22 46 66\t1 \u00bb\tG\t3,68\t- +\tb\t+ -\t- +\n23 35 77\t7 \u00bb\tG \u2014\t3,43\t+ -\tH\u2014b\tH\u2014\t+ -\n22 07 58\t* \u201e\tG+\t3,60\t- +\t+ -\t-\\\u2014\t\tb\n15 21 72\ty Umi 3\tGW\t3,34\t+ -\tH\t\t+ -\t\tb\n01 47 63\ts Cas4\tGW\u2014\t3,64\t+ -\t+ -\t\th\t+ -\n00 34 30\t6 And 5\tG\t3,48\tH\u2014\tH\u2014\tH\u2014h\tH\t\n21 08 30\tS Cyg6\tG\t3,45\t+ +\t+ -\t+ \u2014\t+ -\n21 01 44\ti \u00bb\tRG\u2014\t3,80\t-+.I\t+ -\t+ -\t\th\nExtrafoveale Sichtbarkeitsgrenze\n23 15 42\t10 And6\tG\tm 5,78\t+ -\t- +\t- +\tH\u2014\n23 15 48\tH \u201e\tG\u2014\t5,54\tH\u2014\t+ \u2014\t- +\t+ -\n23 22 42\t13\t\u201e\tGW\t5,92\tH\u2014b\t- +\t\u2014 \u2014\t- +\n+ -H\u2014 + -+ -+ -+ -+ -H\u2014 - +\n---|_\nH\u2014\nLaboratoriumsmessungen von W. Hassenstein und F. L\u00f6hle7 f\u00fchrten dagegen zu einem Verh\u00e4ltnis des fovealen zum extra-fovealen Schwellenwert von rund 40 entsprechend 4 astron. Gr\u00f6fsenklassen. Der Widerspruch ist ein nur scheinbarer. Die extra-\n1\tIn der Zeit von Mitte Oktober bis Mitte November 1928.\n2\tCephei. 3 Ursae minoris. 4 Cassiopeiae. 5 Andromedae. 6 Cygni.\n7 F. L\u00f6hle, Z. S. f. Physik 54, 137 (1929).\nZeitschr. f. Sinnesphysiol. 60\n16","page":239},{"file":"p0240.txt","language":"de","ocr_de":"240\nF. L\u00f6hle\nfoveale Sichtbarkeitsgrenze ist in weitgehendem Mafs von der Helligkeit des Himmelsgrundes abh\u00e4ngig. Bei den erw\u00e4hnten Laboratoriumsmessungen war aber der Grund lichtlos. Um unter gleichen Bedingungen am Nachthimmel zu beobachten, m\u00fcfste man nach dem Vorgang von H. D. Curtis1 den hellen Himmelsgrund abschirmen. Curtis brachte zu diesem Zweck seitlich am\nObjektiv des LiCK-Refraktors in 5 m Augenabstand eine Blende \u2022 \u2022\nmit einer \u00d6ffnung von nur wenigen Minuten Durchmesser an, so dafs die helle Umgebung des Sternes fast vollst\u00e4ndig abgeblendet wurde. Auf diese Weise erreichte Curtis auf dem Mount Hamilton in 1300 m H\u00f6he eine mittlere Sichtbarkeitsgrenze von 8m,0 astron. Gr\u00f6fsenklassen. F\u00fcr die weniger g\u00fcnstigen Potsdamer Verh\u00e4ltnisse darf man als Sichtbarkeitsgrenze f\u00fcr den idealen lichtlosen Himmelsgrund 7ra,5 ansetzen. Dann ergibt sich aber die Differenz von fovealer und extrafovealer Sichtbarkeitsgrenze in \u00dcbereinstimmung mit den Laboratoriumsbeobachtungen zu rund 4 astron. Gr\u00f6fsenklassen. Allerdings ist dabei vorausgesetzt ,2 dafs die foveale Reizschwelle von der Helligkeit des\nTabelle 4\n1929, Febr. 20\tBeobachter: F. L\u00f6hle\n1930\u20142030. M. E. Z.\tOrt: Astrophysik. Observatorium, Potsdam\n\tBezeich-\tFarbe\tGr\u00f6fse\t\nOrt 1900\tnung\tP. D.\tP. D.\tBeobachtungsergebnisse\nFoveale Sichtbarkeitsgrenze, 3)\t~ 4\u00b0 westlich von \u00df Gern.\n06\t16\t23\tP\tGem.3\tRG\tm 3,06\t+\t+\t+\t+\t+\t+\t+\t\u2014\n06\t38\t25\tE\t\u00bb\tRG\u2014\t3,21\t+\t\u2014\t+\t\u2014\t+\t\u2014\t+\t\u2014\n06\t40\t13\t\u00a3\tn\tGW\u2014\t3,63\t\u2014\t+\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t+\t\u2014\t+\n06\t46\t34\t0\tn\tWG\t3,81\t\u2014\t+\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t+\t\u2014-\t+\n07\t12\t16\tl\t\u00bb\tGW\u2014\t3,75\t\u2014\t+\t\u2014\t+\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t+\n15\t21\t72\t7\tUmi4\tGW\tm 3,34\t+\t\u2014\t+\t\u2014\t\u2014\t+\t+\t\u2014\n17\t08\t66\t\u00d4\tDra 5\tW\t3,45\t\u2014\t+\t+\t\u2014\t+\t\u2014\t+\t\u2014\n14\t02\t65\ta\tn\tW-f\t3,84\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t\u2014\t+\t\u2014\t+\n1\tH. D. Curtis, Lick Obs. Bull. 2, 67, Nr. 38 (1901).\n2\tAuf diese interessante Tatsache machte mich Herr Prof. Hassenstein aufmerksam, der im Sommer 1928 unter Benutzung eines k\u00fcnstlichen sich auf ver\u00e4nderlichen Himmelsgrund projizierenden Sternes einige Schwellenwertbestimmungen ausgef\u00fchrt hat.\n3\tGeminorum. 4 Ursae minoris. 6 Draconis.","page":240},{"file":"p0241.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n241\nGrundes unabh\u00e4ngig ist. Dafs diese Annahme zutrifft, zeigen Beobachtungen der fovealen Sichtbarkeitsgrenze bei Mondschein, die in Tab. 4 wiedergegeben sind.\n\u00dcberraschend ist, das die foveale Reizschwelle von der Helligkeit des Himmelsgrundes bis etwa 10\u00b0 Abstand vom Mond unabh\u00e4ngig ist, w\u00e4hrend die extrafoveale Sichtbarkeitsgrenze mit Ann\u00e4herung an den Mond stetig abnimmt.\nDie Genauigkeit der fovealen Beobachtungen ist gering. Die Fehler \u2014 bis 0m,4 \u2014 sind vorzugsweise der Schwierigkeit der Fixation zuzuschreiben. Die Beobachtungen von A. K\u00fchl1 \u00fcber die foveale Sichtbarkeitsgrenze am M\u00fcnchener Refraktor (mit Okular-Diopter) k\u00f6nnen nicht zum Vergleich herangezogen werden, da eine Gegen\u00fcberstellung der K\u00dcHLschen Sichtbarkeitsgrenze und der von anderen Beobachtern erhaltenen Grenzwerte vermuten l\u00e4fst, dafs K\u00fchl nicht streng foveal beobachtet hat. Zur Erleichterung des Vergleichs wurden die Sichtbarkeitsgrenzen in Tab. 5 auf die \u00d6ffnung des von K\u00fchl benutzten M\u00fcnchener Refraktors reduziert. Die gute \u00dcbereinstimmung der Sichtbarkeitsgrenze ist bemerkenswert, wenn man ber\u00fccksichtigt, dafs die Durchsichtigkeit der Luft \u00f6rtlichen Schwankungen unterliegt und die G\u00fcte der Instrumente sehr verschieden ist. Es ist also anzunehmen, dafs die absolute Reizschwelle f\u00fcr die verschiedenen Beobachter n\u00e4herungsweise eine Konstante ist. In der Tat weisen die in Tab. 6 zusammengestellten absoluten Reizschwellenwerte von 11 Beobachtern nur geringe Unterschiede auf.\nDie Abweichungen der extrafovealen Sichtbarkeitsgrenzen des Verfassers liegen bis auf die groben Beobachtungsfehler innerhalb 0m,3, so dafs als mittlerer Fehler einer Messung rund 0m,2 angesetzt werden darf. A. A. Nijlaxd2 erhielt am Utrechter Refraktor (\u00d6ffnung 25,4 cm) als mittleren Fehler einer Sch\u00e4tzung 0m,16 und am Sucher (7,6 cm \u00d6ffnung) 0m,21. Es trugen 2 und mehr Anhaltssterne von 12 polnahen Ver\u00e4nderlichen3 zur Bestimmung\n1\tA. K\u00fchl, Z. S.f.Biol. 60, N. F. 42, 481, 1913; Astr. Nachr. 190, 321, (1912) Nr. 4555; 191, 185, (1912) Nr. 4571; Sirius 51, N. F. 56, 101, 133, 163 (1918); vgl. H. Strehl, Astr. Nachr. 188, 385, (1911) Nr. 4511; vgl. H. Geiger und K. Scheel, Handb. d. Physik. Bd. XVIII, 219 (1927).\n2\tA. A. Nul and, Astr. Nachr. 172, 177, Nr. 4116 (1906).\n3\tO. C. Wendell, Ann. Astr. Obs. Havard Coli. Bd. 37, Teil I und II\n(1900).\n16*","page":241},{"file":"p0242.txt","language":"de","ocr_de":"Tabelle 5 Sichtbarkeitsgrenzen\n242\nF. L\u00f6hle\nu\nA\na\nk\no\nu\n\u00a9\n4->\nA\n\u00a9\na\nA\nO\n\u00a9\nPP\n73\n\u00a9\nk\n\u00a9\nN\n\u00d6 ,\n\u00a9\na Z> \u00fc \u00d6D 03\n\u00bbO\na\n\u0153\n\u00a9\nM\nk\no3\n-O\n\u00a9 \u2022 p-H\nQO\niO\n-O\no\n\u00a9\n*\np4 a . a\n\u25a0\n\u00a9 jn *\u2014( O\nk\n\u00d6D\nk\n\u00a9\n>\n\u00d6D\na\na\nk\nk\n, \u00a9 > oo\n^ CD\n\u2022*j \u00a9\n-S a a\n^ s\no \u00eb\n73\n\u00d6\n\u00a9\na\ns\nM\n-4-a\nQD\nG\n(N\n\u00a9\n82\n-* *\n03 k P*\n03\n40\n00\na\na\no\nPP\nco\nco\n<x>\n*\u201c O\nT\u20144\n\u00ab\t05\nlO r-1\n2 >* a a\n^ PP\n00 os\nO tH\n05\ntH\n05\n05\no\nPP\n\u00ae\t05\na s\na ^\n\u00a9\n\u00a9\nk\nD\na .. \u00a9\na\na\no\n*4-1 k\n^ -\u00a7\n\u00a9\na\nPP =a\n\u00a9\n\u00d6D\nk\n\u00a9\nPP\na\n\u00a9\n\u00ab+\u2014( \u25a0 \u25a0 o3 pi 4\nb \u00eb\n- 73 \u00d6D \u00a9\nki\na\n,\u00db\n\u00d6D\nk\n\u00a9\nC\u2014\n03\n05\na\na\no\nPP\na\n\u00a9\n\u00ab4-4\nc\u00f4\nm\n- R\na pp\na\nE\n\u00d6D\nk\na\n.O\na\na\nta\nQ\na\nH\na\n\u00bb\n:0\na\no\nOQ\n73\na\na\n\u00ab\nH\nO\nsa\n\u00ab\nM\na\na\nH\nm\na\na\na a\no g\n> a\n\u00d6 ^\nt\u00e0 w\na\n9a\n\u25c4\na\n>\u25a05\na\na\no\na\n02\na\n\u00bb\na a \u25c4\nA ^5\na\na\n:\u00a9\nPi\na\na\na\nR :0\nkP\na\na\n\u25a0<\na\nO\nu*\n: <* m\n\u00ef=\u00ee W\n-\u00b0l\t^ ^ ^ N \u00ae\t05\t03\t00 CO\nCIMXWNSQ\u00eedSiCON C<T CvT 03* Cvf\nCO CO\n0\u00bbW(M\u00aeHt'CO\nS#v\t#s\tA\t*N f)\t^\tr.\nco\nCO\nGO\tI\t#\u25a0* 0 1\t\u2022N rH rH I\t]\t1\t1\tGO\t40 T\u20141\tO- O\tO\tTj<\t\t\nc\u2014\t1\t1 CO\t1 I CO 03\t1\t1\tO\"\tO\tri 03\t\u2022N CO\t6T\t1\t1\n\t\tco\trjT 4^\t\t\t\t\t\t\t\t\t\n\t\tg\t40 0 C- 40\t\t\t\t\t\t\t\t\t\n0 tH\t1\tCM 1\t03 I\u2014 1 1\t!\t1\tg\t\t40\t40 *0\t03\tg\t20\tI\tI\n\t\t0\t[>\t\t\t03\t\tfH\t03\t\t1\t1\n\t\t\tco co\t\t\t\t\t\t\t\t\t\n\t\t\t03\t\t\t\t\t\t\t\t\t\nGO\tO\t(M \u2022s\t40\t40\t\tCO\t03\t40\t40 O\tO\tGO\ttH\t40\nt>\tO CO\t\u00bb0 rH\t<0 rH co 0 rH\t40) 03\tr\u2014\tco\u2018 rH\tco\"' 1\u20141\t05\t40~ 03\tcT CD\t** t}i\t-s r# 03\t\u2022X 0 co\n\u00a9\n00\n\u00a9\n\u25a0*? tr a a \u00aeg j\u00ae\nG \u2022 r-i hrt \u00d6C\nH\u00db:0 A\n\u00a9 hP g \u2022S S\n\u00f4c*k \u2022 \u0153\n\u00a9 ja Pi \u00a9\nBPir. ^\nk\na r*\u2018\no g\n#\\ O \u2022\t-\n*\u25ba> a *-h E\nk \u00a3\u00bb CO \u2014 \u25a0\u2019 O 00\nZ t*i\n, B 00\n\u2014 O CO 05\nk\na\n\u00a9\na\no\n-M\nO\n-a PP*\nT-l\n05\n\u00d60\n\u25a0 k\na\nA\na\na\n\u201c\u00a9<\u00a3> _\n4JhO\nOQ \u00bbk \u2014\u00ab\n^ tH\na t* -,\nJ? ai M\n\u00bb\ng g |s* k \u00a9 rv a \u201e\nCD \u2014\nPpc- .\n\u25bcai 4b ^\nH - * ^\ncd ?m h a \u00f4i\ng c go?\u00ab\n9 k 5\ng \u00a9o \u00a9*fl\np3sgr. \u00a3?S\n\u2022\t^ B g\n\u00a9 '\n-4-J\n>H u/\na \u00f4o\na\n\u00a9\no\nN\n\t\t\t\t\t\tH\tvT \u00ae 'S\n\t\t\t\t\t\t\t\u2022k> a\nrH \u20224 03\t40 co\t0 co\tr* O\t00 \u00abN 03\t0 \u20224 CO\t04\tos y ^ .5\nrH\trH\tH\trH\trH\trH\t\t\n\t\t\t\t\t\t\t\u00ea?\u00e8\nT-1\n05\n-. \u25a0*\u00bb)\tk\nJ H _ \u2022 rH\n\u00fc '\u2014\" a\nk._\t\u00a9 \u00a9\n|zS\u00a7 \u00d6CDD\n'S a .2 5 a\n-4-3\nCO\nH ^ \u00bb\n-*\u2666 <J\nk*\n<\u00a9 \u2019S\n:a\nfcoS\nar2 W5\n<D 2\n\"1 S \u2018O 'r*\n4\n^ a H a B \u25c4 \u00a9 a rB\no.a\n* 4^\n^\tO'\t^\n^\t^ \u2022 \u00ab-H *\t\u201d\t*0\n\u2022k.g \u00a9.^.\nB | 20 J\nfrff su\n.tp B S S 05\nk a : >\n^ Z .^05\n<\u00ee S .^Q a k c\nW\u00eez;\nk \u00a9 73\n4J \u00a9 a a\n\u00d6C\noS\nGO l\u2014'\nk\no\n44\u00bb\na\nk\n\u00ab4H\n\u00a9\nPP\nk\nO\nk\nO\n5\nK \u00a9 g ca 4P \u00a9 \u00a9\nPP PP\nk\n\u00a9\nrB\n\u00a9\na\nce\nk\nO\n4-3\n-a\na\nk\n*4-1\n\u00a9\nPP\nR R\nR R\nk\na\nk\n\u00a9\nk\nri4\na\na\nP-i\nIl W ^ Qg .2\n-*g.\u00ee;\n\u2022\t\u2022 -4-\u00bb o ^ o\n^ \u00d6DCT5 Q, 2\n* - ^","page":242},{"file":"p0243.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n243\nTabelle 6\nSchwellenwert des Lichtstroms in absolutem Mafs\nSehwinkel a\tDurchmesser der E.P.f mm\tFl\u00e4chen-gr\u00f6fse der E.P. f cm2 3\tSchwellenwert des Lieht8troms (extrafoveal) 10-14 Lm\tZahl der Beob- achtungen\tBeobachter\n1 \u2014 20'\t8,3\t0,54\t19,1\t4\tP. Reevers 1\n1,14\t8,0\t0,50\t13,7\t3\t3 Beobbchter*\n0,7-1\t8,5\t0,57\t8,5\t3\tH. Buisson 8\n24\t8,5 \u00a7\t0,57 \u00a7\t25,6\t\u2014\tA. Pertz 4\n0,1\u201412,5\t8,5 \u00a7\t0,57 \u00a7\t17\t10\tW.Hassenstein 5 6\n0,1-12,5\t8,5 \u00a7\t0,57 \u00a7\t22,4\t12\tF. L\u00f6hle0\nFixstern *\t\u2014\t\u2014\t8,5\t4\tH. D. Curtis 7\nn\t\u2014\t\u2014\t6,1\t10\tA. K\u00fchl 8\nn\t\u2014\t\u2014\t5,4\t3\tH. N. Russell9\ndieser Grenze bei. Der mittlere Fehler des Mittels der 12 Beobachtungsergebnisse wurde f\u00fcr den Refraktor zu 0m,10 und f\u00fcr den Sucher zu 0m,125 berechnet. Nijland bemerkt dazu: \u201eDer ziemlich kleine mittlere Fehler Om,ll zeigt, dafs die hier benutzte Methode der photometrischen Messung gegen\u00fcber nicht als unsicher betrachtet zu werden braucht\u201c (1. c. S. 178.).\n1\tP. Reeves, Astrophys. Journ. 46, 167 (1917), 47, 141 (1918).\n2\tP. Reeves, a. a. O.\n3\tH. Buisson, Astrophys. Journ. 46, 296 (1917).\n4\tA. Pertz, Inauguraldissertation Freiburg i. Br., 1896 (aus dem Laboratorium von J. v. Kries).\n5\tBeid\u00e4ugig.\n6\tLinks\u00e4ugig.\n7\tH. D. Curtis, Lick-Obs. Bull. 2, 37 (1901), Nr. 38. (Sichtbarkeitsgrenze auf lichtlosem Grund: rund 8,0m astron. Gr\u00f6fsenklassen, Mount Hamilton, 1300 m \u00fc. d. M.).\n8\tA. K\u00fchl, Inaug.-Diss. M\u00fcnchen, 1909, S. 35 (Sichtbarkeitsgrenze durch Okular-Diopter : 7,2m astron. Gr\u00f6fsenklassen; Sternwarte M\u00fcnchen).\n9\tH. N. Russell, Astrophys. Journ. 45, 60 (1917). [Das Beobachtungsobjekt wurde durch eine Blende hindurch von einem Fixstern (Sirius und Rigel) beleuchtet. Das mitwirkende Himmelslicht der n\u00e4chsten Umgebung des Fixsterns wurde nicht in Abzug gebracht.]\n\u2022f E. P. = Eintrittspupille.\n* Eine HK in 1 m Entfernung wurde gleich \u2014 14,07m astron. Gr\u00f6fsenklassen gesetzt, vgl. H. N. Russell, Astrophys. Journ. 43, 129 (1916).\n\u00a7 Gesch\u00e4tzte Werte.","page":243},{"file":"p0244.txt","language":"de","ocr_de":"244\tF. L\u00f6hle\nDie bei der Beobachtung der Sichtbarkeitsgrenze mit blofsem Auge auftretenden Fehlerquellen sind auch bei der Ausl\u00f6schungsmethode nachweisbar und machen einige Yorsichtsmafsregeln beachtenswert :\nWegen der oben erw\u00e4hnten \u00f6rtlichen Unterschiede in der Empfindlichkeit der Netzhaut mufs der Beobachter den auszul\u00f6schenden Stern m\u00f6glichst an ein und derselben Netzhautstelle zum Verschwinden bringen, was durch Fixation eines schwachen Lichtpunktes am Rand des Gesichtsfeldes, wie das Watebeield1 vorschl\u00e4gt, leicht zu erreichen ist.\nDie Ausl\u00f6schung darf nur im indirekten Sehen vorgenommen werden. Wollte der Beobachter den Stern in der Fovea ausl\u00f6schen, so w\u00fcrde dieser bei dem geringsten Abirren des Blicks sofort wieder sichtbar werden. Aufserdem ist die Genauigkeit der fovealen Ausl\u00f6schung gering.\nWegen der Abh\u00e4ngigkeit des Schwellenwertes von der Helligkeit des Grundes, auf dem die Ausl\u00f6schung erfolgt, sollte nur an gut durchsichtigen, mondlosen N\u00e4chten beobachtet werden\n------fovea/\nAbbildung 2\nAbh\u00e4ngigkeit der Sichtbarkeitsgrenze ms von der Helligkeit des Grundes H\n(Hi Helligkeit des mondlosen Nachthimmels)\nunter Beschr\u00e4nkung auf ein und dieselbe Himmelsgegend und Vermeidung grofser Helligkeitsdifferenzen, d. h. grofser Unterschiede in der Abschw\u00e4chung der Sterne. Um die obwaltenden Verh\u00e4ltnisse zu veranschaulichen, benutzen wir die schematische Darstellung in Abb. 2. Abszisse ist die Helligkeit des Himmelsgrundes, Ordinate der Schwellenwert in astronomischen Gr\u00f6fsen-klassen. Die Parallele zur Abszisse bei 3m,5 astronomischen\n1 R. L. Waterfield, 1. c.","page":244},{"file":"p0245.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n245\nGr\u00f6fsenklassen gibt an, dafs die foveale Schwelle von der Helligkeit des Himmelsgrnndes bis zu einer Leuchtdichte, wie sie in rund 10\u00b0 Abstand vom Vollmond anzutreffen ist, unabh\u00e4ngig ist. Die St\u00e4bchen verlieren dagegen mit wachsender Helligkeit des Grundes an Empfindlichkeit In grober Ann\u00e4herung m\u00f6ge die Reizschwelle der Helligkeit des Himmelsgrundes proportional gesetzt werden. Die Beobachtungen mit blofsem Auge beschr\u00e4nken sich auf diejenigen Helligkeiten des Grundes, die gr\u00f6fser sind als Hi mit der zugeh\u00f6rigen mittleren Sichtbarkeitsgrenze von 5m,5, am Fernrohr dagegen kann durch Abblendung des Objektivs ein fast v\u00f6llig lichtloser Grund hergestellt werden. Der Einflufs der Helligkeit des Himmelsgrundes l\u00e4fst sich nun leicht an Hand der Figur darlegen:\nGegeben seien zwei Sterne mx und m2 und die zugeh\u00f6rigen Helligkeiten des Himmalsgrundes Hx und H2. Dann entsprechen den Sternen in der Figur die Punkt Px und P2 mit den Koordinaten (m15 Hx) und (m2, H2). Da Stern und Untergrund im gleichen Verh\u00e4ltnis abgeschw\u00e4cht werden, wird die fortschreitende Abschw\u00e4chung durch die Bewegung der Punkte Px und P2 auf den Strahlen PxO und P20 veranschaulicht. Die Ordinaten der Schnittpunkte dieser Strahlen mit der Kurve f\u00fcr den extrafovealen Schwellenwert geben die Grenzhelligkeiten an. Wie man sieht, stimmen die Schwellenwerte f\u00fcr die beiden Sterne nicht \u00fcberein. Die Schnittpunkte k\u00f6nnen nur dann nahe beieinander liegen, 1. wenn die Helligkeiten des Grundes f\u00fcr beide Sterne gleich sind, 2. wenn die Helligkeiten der Sterne nicht zu nahe am Schwellenwerte liegen und 3. wenn der Helligkeitsunterschied nicht zu grofs ist.\nBisher wurde stillschweigend angenommen, dafs die Empfindlichkeit der Netzhaut zeitlich unver\u00e4nderlich ist. Diese weitgehende Voraussetzung, n\u00e4mlich die zeitliche Konstanz der Reizschwelle, mufs der Reduktion der Messungen zugrunde gelegt werden. Bekanntlich gestaltet sich die Rechnung folgendermafsen : Gesucht ist das Helligkeitsverh\u00e4ltnis hx/h2 bzw. die Gr\u00f6fsenklassen-differenz rc^\u2014m2 zweier Sterne. hs bzw. ms sei die eben noch sichtbare Grenzhelligkeit bzw. Gr\u00f6fsenklasse. Die Faktoren kj und k2 m\u00f6gen den Betrag der Lichtschw\u00e4chung angeben. \u20142,5 \u2022 log. kx und \u20142,5 \u2022 log. k2 sind dann die entsprechenden Abschw\u00e4chungen in Gr\u00f6fsenklassen. Die Tatsache, dafs die","page":245},{"file":"p0246.txt","language":"de","ocr_de":"246\nF. L\u00f6hle\nbeiden betrachteten Sterne bis zur Ebenmerklichkeit abgeschw\u00e4cht werden, wird dann zum Ausdruck gebracht durch die Formeln:\n(1)\thi ki=hs\td\tm! \u2014 2,5 log lq = ms\n\t1\t\u00ab\t\u00ab\tV/v4 Vy X h2 k2\ths\tm2\u20142,5 log k2 = ms\n\tund daraus folgt:\t\n(2)\th2 : tq = kj : k2 bzw.\tma \u2014 mi = 2,5 [log k2 \u2014 log k,J\nDem Gleichungssystem (1) liegt die Annahme zugrunde, dafs der Schwellenwert abgesehen von zuf\u00e4lligen Fehlern, f\u00fcr beide Sterne der gleiche ist. Die Erfahrung hat aber gezeigt, dafs er besonders w\u00e4hrend einer l\u00e4ngeren Beobachtungsreihe unkontrollierbaren, zeitlichen Schwankungen unterliegt. G. M\u00fcller1 sagt dar\u00fcber in seiner Photometrie der Gestirne (S. 154). \u201eBei Beginn der Messungen, wo das Auge zwar noch frisch aber durch die \u00e4ufsere Helligkeit beeinflufst ist, wird die Ausl\u00f6schung zu zeitig geschehen. Dann w\u00e4chst die Empfindlichkeit des Auges und erreicht ziemlich bald den H\u00f6hepunkt, auf dem sie mit kleinen zuf\u00e4lligen Schwankungen bleibt, bis eine gewisse Erm\u00fcdung ein-tritt, infolge deren der Ausl\u00f6schungspunkt wieder herabsinkt. Dieser Verlauf der Empfindlichkeitskurve scheint f\u00fcr alle Beobachter typisch zu sein.\u201c\nDa die Ausl\u00f6schung im indirekten Sehen vorgenommen wird, mufs dem Einflufs der Farbe Rechnung getragen werden. Die Funktionsweise der St\u00e4bchen gegen\u00fcber den Farben entspricht ungef\u00e4hr der Arbeitsweise der photographischen Platte. In beiden F\u00e4llen \u00fcbt der farbige Stern eine geringere Wirkung aus als der farblose. Werden also ungleichfarbige Sterne, z. B. ein weifser und ein roter Stern gleichm\u00e4fsig abgeschw\u00e4cht, so tritt die Abschw\u00e4chung bei dem roten Stern st\u00e4rker in die Erscheinung als bei dem weifsen.\nDie vorliegenden Beobachtungen gen\u00fcgen nicht, den Einflufs der Farbe zahlenm\u00e4fsig nachzuweisen; dafs er bei der Bestimmung der Sichtbarkeitsgrenze im Sinne einer Dunklersch\u00e4tzung der roten Sterne gegen\u00fcber gleich hellen weifsen angedeutet ist, zeigt eine n\u00e4here Durchsicht der bisher ausgef\u00fchrten Sch\u00e4tzungen.\nEine weitere Fehlerquelle der Ausl\u00f6schungsmethode k\u00f6nnte in dem Umstand gesucht werden, dafs mit der Abschw\u00e4chung des Sterns der Durchmesser des Beugungsscheibchens zunimmt und die Leuchtdichte in gleichem Mafs abnimmt. Beobachtungen\n1 G. M\u00fcller, Die Photometrie der Gestirne. Leipzig (1897).","page":246},{"file":"p0247.txt","language":"de","ocr_de":"Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\n247\nvon W. Hassenstein und F. L\u00f6hle1 an leuchtenden Kreisscheiben f\u00fcr Sehwinkel zwischen 0,1' und 14\u00b0 haben aber ergeben, dafs das Auge bis zu einem Durchmesser der Objekte von 10' den Gesamtlichtstrom empfindet, und dafs gr\u00f6fsere Objekte nach Mafsgabe des arithmetischen Mittels aus Gesamtlichtmenge und Leuchtdichte an der Schwelle sichtbar werden. Abb. 3 und 4 stellen die Beobachtungsergebnisse graphisch dar.\nAbbildung 3\nSchwellenwert des Lichtstroms 0S in Abh\u00e4ngigkeit vom Sehwinkel \u00ab. Beobachter : W. Hassenstein. (Logarithmisches Netz)\nAbbildung 4\nSchwellenwert des Lichtstroms 0s in Abh\u00e4ngigkeit vom Sehwinkel \u00ab. Beobachter: F. L\u00f6hle. (Logarithmisches Netz)\nIog$s \u00a3s\n2 VO) * 100\n1 m J 10\n0 1\n\t(fovea!)\t\u2022 \u2022 *\t\u2022 \u2022 \u2022 \u2022 \u2022 \u2022\t\u2022 / / / \tx*\t\n\t\u2022 \u2022 extrafovea \u2022 \u2022\t\u2014\u2014*\tr t \u00bb \u2022 \u2022 \u2022\t\u2022 /\t7 / X \u2022\n\u2014r\t\u2022 \u2022\tv\ttr\tr / / /.\t\t\n0,1'\n-1\n1'\n0\n100\u2018\nz\n3/ogcc\nlog $s fs\nZ\n10t\n1 (1) 1 10\no 1\n\t(foveal) 0 \u2022\t\u2022 \u2022 \u2022 \u2022\t\u2022 \u2022 \u2022 . *\u2022\t\u2022 / \u2022/ / \t,4-\t\ne\t. exfrafovea\t\u2022 / 1 . \u2022 \u2022 \u2022\t\u2022 y' . \u2018\u00ab'y * t JL *\t\t.\u25a0 \u2713\n\t9\t\u2022 \u2022\t\u2022 \u2022 \u2022 W\t*1\t7 / / -//\tm'\t-inr\no\n3/ogcc\nIm Bereich von 0\u201410' Sehwinkel gilt f\u00fcr den eben merklichen Lichtstrom 0e:\n(3)\tlog 0S = const also auch\n(4)\t0B = const\nin Worten: Der Schwellenwert des Lichtstroms ist f\u00fcr kleine Sehwinkel eine Konstante. Sehr wichtig ist das Ergebnis, dafs das Gesetz von der Konstanz des Schwellenwertes des Lichtstroms sich sowohl f\u00fcr die fovealen als f\u00fcr die extrafovealen Netzhautstellen als richtig erweist. F\u00fcr gr\u00f6fsere\nSehwinkel ist:\t\n(5)\tlog 0s = log a + log const\noder\t\n(6)\t&8 = const a\n1 F. L\u00f6hle, 1. c.","page":247},{"file":"p0248.txt","language":"de","ocr_de":"248 F. L\u00f6hle, Physiologische Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie\nin Worten: F\u00fcr gr\u00f6fsere Sehwinkel ist der Schwellenwert des Lichtstrom es dem Seh winkel proportional. Solange also das Netzhautbild einen Durchmesser von 10' nicht \u00fcberschreitet, ist die Ausl\u00f6schung fehlerfrei.\nTabelle 7\nVergr\u00f6fserung und Durchmesser des Netzhautbildes\nv \u00a7 V s / o\tA. P. f\u00fcr Objektivdurchm. 10 cm mm\tDurchmesser des Netzhautbildes Minuten\n2,00\t2,50\t1,9\n2,22\t2,25\t2,1\n2,50\t2,00\t2,4\n2,85\t1,75\t2,7\n3,33\t1,50\t3,2\n4,00\t1,25\t3,8\n5,00\t1,00\t4,8\n6,66\t0,75\t6,4\n10,00\t0,50\t9,6\n20,00\t0,25\t19,1\nDie Gr\u00f6fse des Beugungsscheibchens h\u00e4ngt von der jeweiligen Abblendung des Objektivs ab. Tab. 7 und Abb. 5 veranschau-\nAbbildung 5\n\u00bb\nAbh\u00e4ngigkeit des Durchmessers 0 des Netzhautbildes von der \u00dcber-\nnormalvergr\u00f6fserung\nvo\nliehen die Zunahme des Durchmessers des Netzhautbildes mit der Abblendung. Die Abblendung kann durch die \u00dcbernormal vergr\u00f6fse-rung gemessen werden. Diese gibt an, um wievielmal die nach der Abblendung noch wirksame Fl\u00e4che der Eintrittspupille die normale \u00d6ffnung unterschreitet. Werden die auszul\u00f6schenden Sterne derart abgeblendet, dafs die zehnfache \u00dcbernormalvergr\u00f6fserung \u00fcberschritten wird, so mufs zur Vermeidung zu grofser Beugungsscheibchen eine schw\u00e4chere Vergr\u00f6fserung verwendet werden.\n V\n9 Tr = \u00dcbernormalvergr\u00f6fserung.\nv o\n","page":248}],"identifier":"lit36008","issued":"1930","language":"de","pages":"233-248","startpages":"233","title":"\u00dcber die physiologischen Fehlerquellen der Ausl\u00f6schphotometrie","type":"Journal Article","volume":"60"},"revision":0,"updated":"2022-01-31T16:43:35.219792+00:00"}