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Universum. 85
Die neunte, den galaktischen Südpol umschliessende Zone kommt in der
BD nicht vor. Die Anzahl der Quadratgrade, die jede Zone im Bereiche der
B D bedeckt, ist in der zweiten Columne mit vermerkt.
Dividirt man alle Zahlen durch die zweite Columne, so erhált man die auf
der Fläche eines Quadratgrades durchschnittlich in den Zonen stehenden
Sterne |10—65|66—T0|[T1—75 |F6—80 81—85|86—90] 91—95 | 6:6—9:5
LESEN guid
Zone I 0:1491|| 0:1266 | 02202 | 03396 07092 | 1:5198| 5:5988 | 8:5070
|
2H | 01541| 01306 | 02109 | 0:3564 0-7455 | 1:6012| 59041 | 8:9488
^. QI | 01730 0-1590 | 0:2542 | 04283 | 08656 19168 | 7.3987 | 11-0925
; IV | 02139| 0:2024| 03247 | 0-5144 | 1°2164| 2:8833 | 11-5255 16-7665
" W | 02707) 0-2936| 04247 | 08411 | 16904 3:9603 17-8920 | 24-6022
» VI | 02466| 09310 |0:3578 06493 | 3514 | 31955 1323100. 18:9248
"^ VII | 01549, 01252 | 01985 | 04041 08810 2:0888 7:8917 11:5892
, VII | 01157] 0:0926 | 01493 0-3136 | 07810 | 20878 | 67652 | 10-1898
Es zeigt sich also überall in der Milchstrassenzone auch die grösste Zahl
der Durchmusterungssterne. Die Vertheilung ist aber keineswegs vollkommen
symmetrisch, namentlich die VI. Zone ist überall dichter besetzt als die IV.
Dies rührt mit daher, dass die oben besprochene zweite Hauptebene PnEv's und
RusrENPART's in ihren ausgeprágtesten Stellen bei 0^ und 50? in die VI. Zone
fällt. Ferner ist der Ueberschuss der II. Zone über die erste nur ein recht
geringer, herrührend von der bekannten Thatsache, dass der Milchstrassen-
pol durchaus nicht in der sternirmsten Gegend liegt. Die mittlere Zunahme
einer Zone gegen die nächste findet SEELIGER, indem er die Summe der Stern-
dichten durch die der Zone V dividirt und die Differenz der Quotienten gegen
8 durch 7 theilt. Das Resultat nennt SEELIGER den Gradienten. Offenbar würde
bei gleichmässiger Vertheilung der Sterne in allen Zonen aus diesem Rechnungs-
vorgang der Werth 0, bei völliger Sternleere der Zonen, ausser der V. aber der
Werth 1 herauskommen. Ersterer Annahme würde eine ganz gleichmässig mit
Sternen erfülle Kugel, letzterer aber eine ganz flache Scheibe in Richtung
der Milchstrasse entsprechen. Die Werthe der Gradienten lassen also erkennen
wie weit die Form des Sternsystems von beiden Extremen entfernt ist. Nun
finden sich die Gradienten
17 — 65 0'3625
66—70 04806
71—75 04229
76—80 04725
81—85 04465
86—90 04511
9:1— 9:5 03211
66 —95 05009
Es zeigt sich also bei den helleren Sternen der Klasse 1—6:5 ein Hinneigen
zur Kugelform, das immer weniger deutlich bei den schwüchsten Sternen wird,
und ersteres tritt noch klarer hervor, wenn SEELIGER die HouzEAU'schen dem un-
bewaftneten Auge sichtbaren Sterne einer ähnlichen Untersuchung unterwirft, ge-
trennt für die Sterne 1—3^" und 4—6^, für erstere findet sich der Gradient
0:3375, für letztere 01909, und da die ganz hellen Sterne wegen ihrer geringen
Anzahl nicht sehr ins Gewicht fallen, ergiebt sich hieraus für die dem un-
bewaffneten Auge sichtbaren Sterne eine starke Annüherung an die gleich-
fórmige Vertheilung. Das Gesammtbild des Sternsystems ist aber keineswegs
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