46 



Systems ist dort, wo Sterne von der Größe — 3.62 in der Siriusweite als 

 Sterne von der Größe 11.91 erscheinen, was also in 1280 Siriusweiten ein- 

 tritt. Die Dichtigkeitsverteilung für r < 1 kommt nicht in Frage, und das 

 starke Anwachsen von D bei Verringerung von r in diesem Teil des Raumes 

 bleibt am besten unbeachtet, da es nur verwirrend wirken kann. Für Werte 

 r > 1 gestaltet sich der Verlauf von D (r) folgendermaßen: 



r 



D 



r 



jD 



r 



B 



1 



1.000 



120 



0.128 



600 



0.064 



5 



0.501 



140 



0.119 



700 



0.060 



10 



0.372 



160 



0.112 



800 



0.057 



20 



0.276 



180 



0.107 



900 



0.054 



40 



0.204 



200 



0.102 



1000 



0.051 



60 



0.172 



300 



0.086 



1100 



0.049 



80 



0.152 



400 



0.076 



1200 



0.047 



100 



0.138 



500 



0.069 







Will man für die schwächeren Sterne den Parallaxenwerten n (K) nahe 

 kommen, so muß man, wie schon erwähnt worden ist, relativ große Absorp- 

 tionen annehmen. Ich will hier nur folgende Werte anführen: 



1. v = 1 ,20. Dann ist die Grenze des Sternsystems schon in einer Ent- 

 fernung von 100 Siriusweiten. Man findet hier die Näherungsformel: 



— = — + 0.0300 — 0.00304 log nat o. 

 r g 



Es ist also « = + 0.0300 und ß = + 0.00304. 



Die hierdurch erzielte Annäherung an die Werte n (K) ist offenbar lange 

 noch nicht ausreichend. 



2. v = *-/ib und damit: 



« = -[-0.0300; ß = + 0.00700. 



Grenze des Sternsystems 83- Siriusweiten. Aus dem Verlauf der danach ge- 

 rechneten Zahlen ist zu schließen, daß man v noch weiter vergrößern müßte, 

 vielleicht bis auf 1 .12. Zum Vergleich wurde noch 



3. v = 1 '50o angenommen, 



a = + 0.00154; ß = 4- 0.000113. 

 Grenze des Sternsystems bei 6 70 Siriusweiten. 



Die mit den angegebenen Werten gerechneten Parallaxen sind in der 

 folgenden Tabelle zugleich mit den Werten n (K) zusammengestellt: 



