593 



Zone 



H 



G 



D 



H 

 D 



H 



C 



C 



D 



I 



107 



— 



3.06 



35.0 



— 



— 



II 



154 



67.6 



3.24 



47.5 



2.28 



20.9 



III 



281 



79.3 



3.80 



73.9 



3.54 



20.8 



IV 



560 



115.7 



5.34 



104.9 



4.84 



21.7 



V 



2019 



146.9 



7.36 



274.3 



13.74 



20.0 



VI 



672 



111.4 



5.94 



113.1 



6.03 



18.8 



VII 



261 



77.7 



3.99 



65.4 



3.36 



19.5 



VIII 



154 



70.8 



3.56 



43.3 



2.18 



19.9 



IX 



111 



— 



3.51 



31.6 



— 



— 



Diese Zahlen geben, auch wenn die grosse Unsicherheit in Betracht 

 gezogen wird, welche mit der Ausdehnung der Gültigkeit der Zahlen C auf 

 den ganzen Himmel verknüpft ist, doch mit fast absoluter Sicherheit zu 

 erkennen, dass die Vertheilung der Sterne, welche wesentlich schwächer sind 



als die Celoriasterne, völlig andere Gesetze zeigt, wie die der helleren. "Während 



C H 



die -= fast constant sind, wachsen die ^r ganz regelmässig von 



den Milchstrassenpolen zu der Milchstrasse und werden hier 

 mehr als 7 Mal so gross. Die Anzahl der schwächeren Sterne 

 wächst in Regionen fern von der Milchstrasse sehr langsam und 

 in einem überaus viel langsameren Verhältnisse, wie dies bei 

 den helleren Sternen der Fall ist. Aber auch in der Milchstrassenzone V 



TT 



dürfte das Verhältniss ^ kleiner sein — gewiss ist es nicht grösser — als 



man annehmen müsste, wenn die Herschel'schen Sterne noch dieselben Gesetze 

 räumlicher Vertheilung erfüllen würden, die von den hellsten Sternen bis zu 

 denen von etwa llya Grösse angezeigt werden. 



IL 



Um die gewonnenen Zahlen des ersten Abschnittes zu weiteren Schlüssen 

 verwenden zu können, muss der Zusammenhang zwischen den Anzahlen A m , 

 den scheinbaren Helligkeiten h m und der Dichtigkeit D, mit welcher die Welt- 

 körper den Raum erfüllen, aufgesucht werden. Wäre die Leuchtkraft aller 

 Sterne gleich und besässen sie in der Entfernung r = 1 die scheinbare Hellig- 

 keit h , so wäre die Anzahl A m (u)) aller Sterne von den hellsten bis herab 

 zur Grösse m, welche auf dem Areale a> liegen: 



D • r 2 d r. 



