Parallaxe (mittlere der Fixsterne). 
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nach Winneckes Heliometermessungen 
von 1857-58. 
Nr. 21,285 Lalande: nach den Bestim 
mungen von Krüger (0,269" ± O,020") 
und Auwers (0,2709" ± 0,0112). 
Groombridge 1830: Peters fand aus 
Messungen von Zenithdistanzen in Pul- 
kowa 1842—43: 6,226" + 0,i4i"; durch 
Messungen mit dem Mikrometer erhielt 
Schlüter 0,166" ± 0,ois", 
Arktur (« im Bootes): nach Peters. 
Nr. 17,715—16 im Katalog von Öltzen: 
nach den Bestimmungen von Krüger 
1861—62. 
70p im Ophiuchus: nach Krüger. 
Der Stern ist ein Doppelstern, die Kom 
ponenten sind 4,i und 6,1 Größe, ihre 
Entfernung beträgt auf Grund obiger 
Parallaxen 29,3 Sonnenweiten, ihre 
Masse 2,7 Sonnenmassen. 
a im Drachen: nach Beobachtungen der 
Deklinationödisferenzen mit benachbarten 
Sternen durch Brünnow. 
Nr. 3077 des Katalogs von Bradley 
und 85 im Pegasus: nach Brünnow. 
Zum Schluß mögen n och einige kurze Be 
merkungen über die mittlern Parall 
axen und die mittlere Entfernung 
der Fixsterne der verschiedenen Größen 
klassen Platz finden. Wenn das Leucht 
vermögen der verschiedenen Sterne gleich 
groß wäre, so würden ihre Entfernungen 
von uns sich umgekehrt wie die Quadrat 
wurzeln aus den Helligkeiten verhalten. 
Diese Voraussetzung ist indessen nicht 
richtig, denn unter den Sternen, deren 
Parallaxen uns bekannt und verhältnis 
mäßig groß sind, befinden sich mehrere 
lichtschwache, während umgekehrt Sterne 
erster Größe sehr kleine Parallaxen und also 
sehr große Entfernungen von uns besitzen. 
Eine andre Hypothese ist die, daß die 
Sterne im Raum oder doch in den ver 
schiedenen Richtungen gleichförmig ver 
teilt sind, so daß man aus der Anzahl auf 
die mittlern relativen Entfernungen 
schließen kann. 
Was nun die Helligkeit anlangt, so 
haben die photometrischen Untersuchungen 
gezeigt, daß jede Größenklasse durchschnitt 
lich 0,426 der Helligkeit der vorhergehenden 
besitzt; bezeichnen wir diese Zahl mit 
ck, und setzen wir die mittlere Helligkeit der 
Sterne erster Größe und ebenso ihre mitt 
lere Entfernung gleich 1, so ist die mittlere 
Helligkeit der Sterne uter Größe ck^ und 
ihr mittlerer Abstand 
und das Verhältnis zwischen diesem Ab 
stand und dem der nächsten Größe LU 
ist daher ^ 
Bezeichnet man anderseits mit Q die An 
zahl der Sterne erster bis nter Größe, 
mit Q' diejenigen der Sterne erster bis 
(n-j-l)ter Größe, so ergibt sich auf Grund 
der zweiten Hypothese 
l m7 — Q'' 
weil die Zahlen Q und Q' den Volumina 
der mit den Radien Ll und LI' beschriebe 
nen Kugeln proportional sind, die sich wie 
die Kuben der Radien verhalten. Setzt 
man den aus der letzten Formel folgenden 
Wert m 3 q 
M' V Q' 
gleich dem vorher gefundenen, so erhält 
Q ^w 2 / 3 
Q/ 
Nach einer von Littrow vorgenom 
menen Zählung der Sterne in Argelan- 
ders »Bonner Sternverzeichnis« enthält 
nun der nördliche Himmel Q —19,699 
Sterne 1.—7. Größe und Q' — 77,794 
Sterne 1.—8. Größe, aus welchen Zahlen 
ck — 0,4003. . 
Hätte man statt der 7. und 8. Größe 
die 6. und 7. verglichen, so würde man 
ck — 0,446 gefunden haben. 
Das Mittel aus diesen beiden Werten 
stimmt nun ziemlich genau mit dem aus 
den Beobachtungen abgeleiteten Wert 
6,426 überein. Deshalb glaubt Gyldcn, 
dem wir diese Betrachtungen entlehnen, 
daß man wohl der Formel 
einiges Zutrauen schenken darf. Setzt 
man nun abgekürzt 4 = 0,4, so ergeben 
sich folgende mittlere Entfernungen: 
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