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gelegen sein, deren galaktische Breiten + ß, und - ß, lieifsen. Der riächen- 
inhalt dieser Zone ist 
Z5 = 2r;Th5, 
Avo r der Kugel-Radius, K der Abstand der Parallel-Ebeneu ist. Da aber 
= 2r sin ßs 
ist, so wird^ „ . ^ 
Z5 = 4r-^7r sm/?5 = K sm /?5, 
wo K die Oberfläclie der Kugel ist; daher 
sin = ^ = b. 
Mit Rücksicht auf diese einfache geometrische Deutung der Werte b ergiebt sich 
i = 5» 49',7 
i = P 59',6 
i ^3 = 0^ 19',3 
± ß. = 00 2S2 
0« 0',2 
i = 230',1 
i /9', = 100',3. 
i A = 17',! • 
i ß'-i = 2',0. 
± = 0',2. 
Die accentuierten Buchstaben bezeichnen meder Gröfsen, die durch Subtraktion 
aus den andern abgeleitet sind. Auch hier sieht man die bis zui- zweiten Nuance 
einschliefsüch waltende Regelmäfsigkeit. 
III. 
Vergleichen wir nun das eben gefundene Resultat mit anderen Ergebnissen 
der Statistik des Himmels. Die vollständigste Mappierung und Katalogisierung 
der Fixsterne nach Anzahl und Helligkeit ist bis jetzt auf der Sternwaiie m 
Bonn ausgeführt worden. Die älteren Bonner Karten, «^'on Argelander mi Yereiii 
mit Schönfeld und Krüger hergestellt, umfassen die nördhche Hemisphäre 
mit einer schmalen Anschlufs - Zone nach Süden, im Ganzen über 324000 Sterne 
bis ziu' 9^. Gröfse herab; die südhche Fortsetzung, von Schönfeld aUem aus- 
geführt und bis zum 23" südlicher Dekhnation reichend, enthält über 133000 Sterne 
bis zur 10. Gröfse herab; sie ist im Erscheinen begriffen. 
Das gröfse Anwachsen der Sternzahl nüt der Annäherung an die Milch- 
strafse zeigen die Bonner Karten auf den ersten Bück. Professor Seeliger m 
München hat nach den Bonner Katalogen genauer untersucht, m welcher Weise 
das Anwachsen für Sterne verschiedener Helligkeit stattfindet. Wü- sind gewohnt, 
unser Welt -System als flach oder linsenförmig gestaltet uns vorzustellen, und 
hieraus ergiebt sich leicht, dafs die Sternzahl nach der Milchstrafse hm desto 
auffallender zunehmen mufs, je schwächer, d. h. durch schnittUch je entfernter die 
Sterne sind Seeliger teilte nun zuerst die nördüchen Sterne der älteren Dui'ch- 
musterung nach ihrer Helligkeit in Klassen ab; die erste umfafst die Sterne 
1 bis 6 5 Gröfse (die mit freiem Auge sichtbaren); die zweite geht von 6,6. bis 
7 0 , die diitte von 7,1. bis 7,5., die vierte von 7,6. bis 8,0. Gröfse u. s. w., so 
dafs die siebente und letzte Klasse von Gröfse 9,1 bis 9,5 geht. Durch eine Be- 
ziehung der Sterne auf den von Houzeau bestimmten galaktischen Äquator gelang 
es Seeliger, für jede Klasse eine Yerhältniszahl zu finden, welche die Starke 
des Anwachsens der Sternzahl mit der Annähemng zui- Milchstrafse verdeuthcht. 
