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Dieser Unkenntniss soll dadurch Rechnung getragen werden, dass die 

 Sterngrössen m — die BD- Sterne von 9.0 geschätzter Grösse auch zu 9.0 

 photometrischer Grösse angenommen — der Reihe nach 



m m m m 



a) 13.5, b) 14.0, c) 14.5, d) 15.0 



angenommen werden, was wohl ein genügend weiter Spielraum sein dürfte. 

 Nach der photometrischen Scala ist dann log x = 0.4 (n — m) zu setzen. Nimmt 

 man nun die den Mitteln aus je zwei zur Milchstrasse symmetrisch gelegenen 

 Zonen zugehörigen Werthe l nach S. 581 an und die entsprechenden Mittel werthe 



TT 



des Quotienten -=r der Anzahlen der Herschel'schen Sterne und der D M-Sterne 

 bis zur Grösse 9.0 (nach S. 593), so ergiebt sich 



Zone 



l 



H 

 B 



Iu. IX 



0.63 



33.3 



II u. VIII 



57 



45.4 



III u. VII 



52 



69.7 



IV u. VI 



40 



109.0 



V 



25 



274.3 



und nach der obigen Formel für n in angenäherter Rechnung: 



Zone a b c 



Iu. IX 



11.58 



11.55 



11.53 



11.51 



II u. VIII 



11.81 



11.76 



11.73 



11.72 



III u. VII 



12.17 



12.10 



12.06 



12.04 



IV u. VI 



12.42 



12.33 



12.29 



12.27 



V 



13.22 



12.95 



12.86 



12.81 



Nennt man, wie oben festgesetzt worden ist, eine Siriusweite jene Ent- 

 fernung, in welcher die hellsten überhaupt vorkommenden Sterne eine schein- 

 bare Helligkeit h haben und setzt man die dieser Helligkeit entsprechende 

 Sterngrösse zu — 2 fest, so würde den angeführten Zahlen gemäss die Grenze 

 des Sternsystems an den Polen der Milchstrasse rund 500, in der Milchstrasse 

 etwa 1100 Siriusweiten betragen. Ferner wird sich leicht die Zahl aller 

 leuchtenden Sterne in jeder Zone und dann durch Addition die Zahl aller 

 Sterne überhaupt berechnen lassen. Nimmt man für die Anzahl der Herschel'- 

 schen Sterne 27.1 Millionen, so ergiebt sich in den 4 Fällen: 



a b c d 



41.8 32.8 30.1 28.9 Millionen. 



Abb. d. II. OL d. k. Ak. d. Wiss. XIX. Bd. III. Abtb. 80 



