Sitzungsberichte. 
Über die Zahl und die Verteilung der Sterne 
am Himmel. Vortrag, gehalten am 18. November 1907. 
Von S. Oppenheim, 
Bezeichnet A die Anzahl der Sterne in einer 
Kugel vom Radius 1, r„ die mittlere Entfernung 
der Sterne von der mt" Größenklasse, und werden 
ferner folgende zwei Annahmen gemacht, 1. daß 
die scheinbare Helligkeit der Sterne nur von ihrer 
Entfernung von der Erde abhängt, so daß alle 
Sterne gleiche oder mindestens nahezu gleiche ab- 
solute Helligkeit besitzen, 2. daß die Sterne gleich- 
mäßig oder nahezu gleichmäßig im Raume verteilt 
sind, so wird die Anzahl A, aller Sterne von der 
hellsten Größe angefangen bis zur Größenklasse m. 
dargestellt durch die Gleichung 
Anz Ars: 
Ist weiters // die Helligkeit eines Sternes in der 
Entfernung 1, so ist seine scheinbare Helligkeit in 
der Entfernung r„ gegeben durch 
An Elirn. 
Aus beiden Gleichungen läßt sich die unbekannte 
Größe r,, eliminieren und man erhält als Beziehung 
zwischen der Anzahl der Sterne A„ und ihrer schein- 
baren Helligkeit den Ausdruck 
An = AV (H/H„). 
Eine ähnliche Gleichung gilt offenbar auch für die 
nächst nähere Größenklasse (m 1), wenn A, 14 
die Anzahl aller Sterne von der hellsten 1 bis 
zur Größe m + 1 und H,,.. ı ihre scheinbare Hellig- 
keit in der mittleren Entfernung An-+ı bedeuten, 
Aa EN ANGETE Te. 
Durch Division beider Gleichungen folgt die Schluß- 
gleichung 
welche, wenn man sich an die Definition der pho- 
tometrischen Größenklasse 
Em=2512 Hrn +1 
erinnert, in 
A m 1 
— V@512 = 3938 =A4 
m 
übergeht und aussagt, daß, natürlich unter den oben 
erwähnten beschränkenden Annahmen, die Anzahl 
der Sterne (stets von der hellsten an bis zu den 
einzelnen Größen) eine geometrische Reihe mit dem 
Quotienten 4 bildet. 
— ———3sıtzunesberichte a0 — — = = 
Diese Grundgleichung verwendet Seeliger in 
München, um aus ihr durch eine Reihe eingehender 
Studien Schlüsse auf die wirkliche Verteilung der 
Sterne im Himmelsraume zu ziehen. Das Material, 
daß er hiebei verwertet, ist das folgende: 
l. die Bonner Durchmusterung, d. i. ein Ka- 
talog, welcher die genäherten Positionen aller Sterne 
bis zur Größe 9'5 des nördlichen Himmels bis zur 
Deklination —1° enthält; 
2. eine sorgfältig durchgeführte Arbeit Celoria’s 
in Mailand, welcher mit einem kleinen Plösslschen 
Fernrohr alle sichtbaren Sterne bis zur Größenklasse 
11 innerhalb der Deklinationen 0°—10° abzählte; 
3. die Sterneichungen Herschels, d. s. Abzäh- 
lungen der Sterne, welche Herschel mit seinem 
großen Spiegelteleskop von 18 Zoll Objektivöffnung 
an verschiedenen Teilen des Himmels sah. Diese 
gehen bis zur Größenklasse 13—14. 
Indem Seeliger zunächst die Sterne der ein- 
zelnen Größenklassen abzählt, soweit sie die Bonner 
Durchmusterung enthält, findet er die Zahlen (von 
6 angefangen). 
A =2114. 4, = 7439 A; ='23121 A, = 77965, 
wobei schon die Reduktion der Bonner Größen- 
angaben auf die photometrische Größenskala durch- 
geführt ist. Das Verhältnis der Zunahme dieser 
Zahlen ist 
4:4 = 17439: 2114=352 
4324, ==23121:: 7439 3 
AsA3=11.1965:23121=3:37 
und nicht gleich 4. Daraus folgt das erste See- 
ligersche Gesetz: 
„Die Anzahl der Sterne bis zur 9. Größe 
nimmt mit der Sterngröße beträchtlich langsamer 
zu, als die Annahme einer gleichmäßigen Verteilung 
derselben im Raume es erfordern würde, oder die 
Sterne der Größe 1—9 sind stets weniger dicht im 
Raume verteilt, als es der Annahme einer selbst 
nur genähert gleichmäßigen Raumerfüllung ent- 
sprechen würde. 
Zur Untersuchung der Abhängigkeit der Stern- 
verteilung von der Lage der Milchstraße, denkt sich 
Seeliger den ganzen Himmel in 9 Zonen geteilt, 
die von der Breite von je 20° parallel zur Milch- 
straße verlaufen, u. z. so, daß Zone I und 9 von 
der Milchstraße am weitesten entfernt sind, jene 
nördlich, diese südlich, daß dann Zone 2 und 8, 
hierauf 3 und 7, 4 und 6, und schließlich Zone 5 
als Milchstraßengürtel selbst kommt. Er zählt sodann 
die Sterne in jeder einzelnen Zone, d. h. er be- 
stimmt die Werte A, A,, As und A,, sowie die 
im Mittel 3°33 
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