490 Sitzung der phys.-math. Classe v. 30. April 1914. — Mitth. v. 16. April. 
Hın. Canegerrs Zahlen gewonnene Verteilung der Radialgeschwindig- 
keiten auch die Verteilung einer Komponente der Bewegung der Sterne 
senkrecht zum Visionsradius an. Mit dieser Verteilung der wirklichen 
Bewegungen vergleiche man die Verteilung einer Komponente der schein- 
baren Bewegung, der Eigenbewegung, der Sterne des betreffenden 
Spektraltypus. Befänden sich diese Sterne alle in derselben Entfernung, 
so wäre das Resultat der Vergleichung ein sehr einfaches. Beide Ver- 
teilungen müßten identisch sein, wenn man nur die Eigenbewegungen 
mit einem gewissen Faktor multiplizierte, der dann auch gleich ein 
Maß der Entfernung der Sterne ist. Ähnlich einfach wird die Ver- 
gleichung auch noch, wenn die Sterne zwar in verschiedenen Ent- 
fernungen stehen, aber ein und dieselbe Leuchtkraft besitzen. Man 
kann sich dann nämlich alle Sterne in diejenige Entfernung gebracht 
denken, in welcher sie von einer bestimmten scheinbaren Helligkeit, 
z. B. von nullter Sterngröße, sind. Dabei verändern sich — bei fest- 
gehaltener absoluter Geschwindigkeit — die scheinbaren Eigenbewe- 
gungen, und zwar multipliziert sich die Figenbewegung eines Sterns 
der scheinbaren Größe m mit 10°””, wenn man den Stern durch Ent- 
fernungsänderung auf nullte Größe bringt. Die mit diesem Faktor multi- 
plizierte Eigenbewegung jedes Sterns soll seine (auf die nullte Größe) 
reduzierte Eigenbewegung heißen. In unserem Falle müßten nun 
die reduzierten Eigenbewegungen, mit einem geeigneten Faktor multi- 
pliziert, wieder dieselbe Verteilung zeigen wie die Radialgeschwindig- 
keiten, und dieser Faktor würde die Entfernung messen, in welcher alle 
unsre Sterne von der scheinbaren Größe Null wären. 
Da nun in Wirklichkeit die Sterne weder in einer Entfernung 
stehen noch alle gleiche Leuchtkraft haben, so müssen die reduzierten 
Eigenbewegungen offenbar stärker gestreut sein als die Radialgeschwin- 
digkeiten. Was die verschiedene Entfernung ausmacht, kann man be- 
rechnen, wenn man die Dichte der Sterne als unabhängig von der Ent- 
fernung oder ihrem Verlaufe nach sonst bekannt annimmt. Die Eigen- 
bewegungen sollen aus dem Preliminary General Catalogue von L. Boss 
entnommen werden, der etwa bis 6.3 geht. Bis zu den Entfernungen, 
in denen diese Sterne stehen, dürfte man die Diehte noch ohne be- 
denklichen Fehler als konstant ansehen, doch soll, um etwas genauer 
zu sein, der aus den allgemeinen stellarstatistischen Untersuchungen 
folgende Dichteverlauf benutzt werden. 
Was nach Berücksichtigung der verschiedenen Entfernungen noch 
an Streuung der reduzierten Eigenbewegungen gegenüber der Streuung 
der Radialgeschwindigkeiten übrigbleibt, das ist auf die Verschieden- 
heit der Leuchtkräfte zurückzuführen. Die Vergleiehung im einzelnen 
— mathematisch die Lösung einer Integralgleichung — muß die ge- 
nauere Verteilung der Leuchtkräfte ergeben. 
