508 Sitzung der phys.-math. Classe v. 30. April 1914. — Mitth. v. 16. April. 
Daraus folgt für m = 5: 
5 
logb. = ’32214, b.= 1640, 
Anderseits finden sich aus den Angaben von Hrn. E. C. Pıckerıne in 
Harv. Ann. Vol. 64, S.ı44 als Prozentsätze des Vorkommens der ein- 
zelnen Spektraltypen unter den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen 
(bis 625) folgende Zahlen: 
B A F G K a 
OMaIy7 0.308 0.118 0.099 0.281 0.075. 
Multipliziert man diese Zahlen mit 1640, so erhält man die Anzahl b, 
für jeden einzelnen Spektraltypus, wie in Tabelle 8 angegeben. Der 
Vergleich mit den Formeln (31) für m=5 ergibt sofort A. Die 
Zahlen A bedeuten definitionsgemäß die Anzahl Sterne im Würfel, 
dessen Seite einer Parallaxe von ı" entspricht. Um bequemere Zahlen 
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zu haben, ist noch der Wert 47 000 A angegeben, welcher die Zahl 
der Sterne mit Parallaxen über o'ı bezeichnet. 
Tabelle 8. 
Zahl der Sterne mit 
Parallaxe > o!1o 0:26) 0537028 1.2065 2000 | 90 | 0.34 
Es sei gleich davor verwarnt, diese Gesamtzahlen der Sterne 
Jedes Spektraltypus für mehr als Rechnungsgrößen zu nehmen. 
$8. Grenzen der Gültigkeit der Verteilungsformeln. 
Ergebnis. 
Die aufgestellten Gaussschen Verteilungen für die absoluten Größen 
der Sterne jedes Spektraltypus können nämlich nur über ein begrenztes 
Größenbereich beanspruchen, eine Annäherung an die wirkliche Zahl 
der Sterne zu geben. Nach großen Werten von M, dunklen Sternen, 
hin läßt sich die Grenze folgendermaßen abschätzen. Der Bosssche 
Katalog, aus dem wir die Eigenbewegungen entnehmen, reicht rund 
bis zur scheinbaren Größe m=6. Denken wir uns Sterne von Sonnen- 
helligkeit, M= o. Diese werden dann bei der Abzählung der Eigen- 
bewegungen vorkommen bis zur Entfernungsklasse e—=— 6. In größeren 
Entfernungen werden diese Sterne zu schwach werden, um im Boss- 
