19 



der Milchstraße etwa doppelt so ausgedehnt ist, wie in der darauf senkrechten 

 Richtung. Die hellsten Sterne erscheinen an der Grenze des Sternsystems als 

 von der Größe 13 bzw. 114-, was bei dem angenommenen Werte von H 1000 

 bzw. 500 Siriusweiten entspricht. Wenn auch alle Detailangaben auf den 

 benutzten willkürlichen Annahmen, insbesondere auf dem angesetzten Wert 

 von H beruhen und somit hypothetisch sind, so ergibt doch eine genauere 

 Betrachtung, daß das ganze so gefundene Bild, wie sich das Sternsystem dar- 

 stellt, in den wesentlichen Zügen durch die Unsicherheit der Hypothesen kaum 

 gelitten hat. In mancher Richtung wird das Folgende eine Bestätigung dieser 

 Auffassung bringen. 



Das so erhaltene Bild des Sternsystems hatte ich als das „typische" be- 

 zeichnet. Es ist durch die Bemerkung entstanden, daß die Sternverteilung 

 im großen und ganzen nicht von der galaktischen Länge abhängt und daß 

 sie in nördlichen galaktischen Breiten angenähert so ist wie in südlichen. 

 Ich habe es in I als eine Hauptaufgabe der Astronomie bezeichnet, zunächst 

 dieses typische Bild mehr zu sichern und auszubauen. Die empirischen Daten 

 erlauben auch jetzt noch nicht die von mir begonnenen Untersuchungen weiter- 

 zuführen und man muß sich mit weniger allgemeinen Resultaten begnügen, 

 wenn man zu besser fundierten Ansichten gelangen will. Wie sich das typische 

 Bild auf Mittelwerte der Zahlen A,„ für die einzelnen Zonen I bis IX stützt, so 

 kann man weitergehend die Mittelwerte der A m und auch der n m für den ganzen 

 Himmel der Betrachtung zu Grunde legen. Es entsteht so ein „schematisches" 

 Sternsystem, dem man also gewissermaßen kugelförmige Beschaffenheit, d. h. 

 vollkommene Symmetrie nach allen Seiten zuschreibt. Seine Eigenschaften in 

 Bezug auf Ausdehnung und Dichtigkeitsverteilung zu untersuchen, wird immerhin 

 einiges Interesse darbieten, wenn man sich dabei auch bewußt bleiben muß, daß 

 man sich dadurch noch mehr von den Tatsachen eutfernt. Man gelangt auf diesem 

 Wege nur zur Erkenntnis gewisser mittlerer Eigenschaften des Sternsystems, 

 aber die zu Grunde liegenden empirischen Daten werden eine größere Sicherheit 

 besitzen. In manchen Richtungen liegen Vorarbeiten überhaupt nur in diesem 

 Sinne vor. Es soll zuerst Umschau gehalten werden, was man über die Funk- 

 tion cp und über die für den ganzen Himmel gebildeten Mittelwerte der Stern- 

 anzahlen A m aussagen kann. 



III. 



Da die Funktion (p in allen Teilen des Raumes, den das Sternsystem 

 einnimmt, sich gleich verhalten soll, liegt der Versuch nahe, cp aus den bisher 

 direkt gemessenen Parallaxen abzuleiten. Dieser Versuch ist in der Tat von 



