Universum. 22 
gression 10:3 fortschreiten und berechnet aus 4,, die unter Voraussetzung der 
strengen Progression sich ergebenden anderen 4,, die unter der Ueberschrift C, 
oben in der vierten Columne stehen. Die Differenzen 4,, — C, sind ganz ausser- 
ordentlich klein, die grosse letzte Differenz würde sich fast durch die Unvollstándig- 
Ay+1 
keit des Programms erklären lassen; aber zu 10:3 angenommen, ergäbe 
m 
logy zu 0'34859, also viel zu klein; /ogy — 0:4 würde umgekehrt 4,,,,:4,, 
— 3:981 verlangen, also, wieder unter Festhaltung von As, die Zahlen der 
Columne C,, eine, wie die A, — C, zeigen, ganz unzulässige Annahme. 
GouLD stellt in der Uranometria Argentina die Sternzahlen sowohl der 
Uranometria selbst, als auch des nórdlichen Himmels durch 3 Formeln dar, die 
erstlich aus der Uranometrie allein, dann aus der nórdlichen Hemisphäre und 
endlich aus der Gesammtheit aller Sterne abgeleitet sind und findet für die 
Gesammtheit der Sterne bis zur Grosse » resp. 
2, — 05312 (39120) tür die Uranometrie, 
2, — 04691 (39129) fiir die nördlichen Sterne bis 9», 
Z2, — 1:0068(3:9111)" aus allen Sternen bis 7». 
du 
An 
log y zu 0'3949 resultiren, also ebenfalls zu klein, wenn auch nicht mehr sehr 
viel, doch weist das abweichende Resultat von SCHIAPARELLI und Gould aut 
verschiedenartige Grundlagen in den photometrischen Constanten für die helleren 
Sterne, es zeigen denn auch die beiderseits verwandten Sternzahlen grosse Diffe- 
renzen, namentlich für die Sterne der 4.—5. und 5.—6. Grösse. Jedenfalls ist 
aber die Annahme durchschnittlich gleicher resp. zufällig vertheilter Helligkeit 
und gleicher Vertheilung der dem unbewaffneten Auge sichtbaren Sterne nicht 
zulässig. Gleiche Helligkeit der Sterne würde als Ergebniss vorstehender Ueber- 
legung die Thatsache bedeuten, dass die Sterne sich um die Sonne zusammen- 
drängen, gleiche Vertheilung aber würde aussagen, dass die Sterne in der Um- 
gebung der Sonne durchschnittlich kleiner und schwächer leuchtend wären als 
die entfernteren. Für letzteres werden wir später in dem Ueberwiegen der Sterne 
des zweiten Spectraltypus in der Nàhe der Sonne einen geringen Anhalt finden. 
  
Nimmt man hier im Mittel 3:919 für das Verháltniss , So würde daraus 
Wie schon dies Beispiel zeigt, ist die genaue Kenntniss des Helligkeits- 
verhältnisses 1 wesentlich, um die Sterne der verschiedenen Gróssenklassen in 
ihre richtige mittlere Entfernung von der Sonne zu versetzen. Bei den visuell 
bestimmten Gróssen der Durchmusterungen ist dieser Helligkeitsfaktor zunächst 
unbekannt und muss daher bestimmt werden. Dies haben TH. Wocrr!), LINDE- 
MANN?) und RosfN?) unternommen, indem sie zahlreiche photometrische Ver- 
gleichungen der geschätzten Bonner Sterngróssen unter sich vorgenommen und 
das mittlere Verhältniss dann für successive Grössenklassen aufgestellt haben; 
sehen wir von den wenig benutzten Arbeiten Worrr's ab, so findet Ros£N 
aus insgesammt 110, LINDEMANN aus 290 Sternen für die teleskopischen BD- 
Sterne als Helligkeitsverhältniss /og y 
) JuLivs THEopor Worrr, Photomettische Beobachtungen der Fixsterne. Leipzig 1877. 
7) LINDEMANN, Photometrische Bestimmung der Gróssenklassen der Bonner Durchmusterung : 
»Supplement II aux Observations de Poulkova 1889«. 
?) RosÉN, Studien und Messungen mit einem ZOLLNERschen Photometer. Bulletin de 
l'Academie de St. Pétersbourg 1870.