( 14 ) 
h — 
A 1/2 
1 
2.1 
1 
f 1.3.5^ 2 
3.2 
1.2.3 
L\2a) ' 
2 s 1 
V 4.6 ) 
2 3 
+ 
60 = 
1 
1.3.5.7\ 2 4.3 
• 2 * 
4.3.2.1 
2. 4.6.8 
1.3.5.7N 2 
+ 
A\/ 2 ' 1.2.3.4.5 IA2. 4.6.8 
1.3. 5. 7. 9 \ 2 5. 4.3. 2 
V2.4.6.8.10/ ' 
( 
+ 
2 4 
1.3.5. 7.9 .11 
2.4.6 . 8 1 0.12 
+ 
~h 
+ 
0.04168 i 
• ( 26 ) 
6.5 4.3 
2 4 
+ • • 
=0.01282 
Eene eerste benadering voor F (n) zal voldoende zijn om de waar- 
den van de correctietermen t en O met geheel bevredigende nauw- 
keurigheid te berekenen, en men heeft dus in ( 22 ) praktisch eene 
betrekking tusschen de gemiddelde waarde van 1 /n, de gemiddelde 
waarde van — — voor de sterren wier n > Sin A, en de waarschijnlijk- 
y/n 
heid dat de waarde van n is < Sin A. 
Men kan aan de vorige formules toevoegen de volgende, die bij- 
zonder eenvoudig is. 
(n 2 ) = 
2 JSY 2 
(sin 2 A) = (sin 2 A) 
gem — 2 — 2.2 T“ gem 
(27) 
Wel is waar zullen hier, bij eene rechtstreeksche toepassing op 
het geheel der sterren, de zeer groote E.B. een nog overwegender 
rol spelen dan bij formule ( 19 ), maar als aan dit bezwaar op vol- 
doende wijze kan worden te gcmoet gekomen door eene groep ver- 
deeling als boven werd aangegeven, zoo zal ook deze formule eene 
goede bijdrage kunnen leveren bij de bepaling van F (n) of f (s). 
Spreker geeft nu in het kort aan hoe men, zoodra eenmaal / ( s ) 
is verkregen, vindt allereerst A,- m , het aantal sterren van de 
schijnbare grootte m, op afstand r van het zonnestelsel, per volu- 
men eenheid. Daartoe denke men zich een kegel, welks top ligt 
in de zon en die uit het oppervlak van een bol, met de eenheid als 
straal om de zon beschreven, snijdt een oppervlak co. 
De inhoud van het volumen-element, besloten tusschen den mantel 
van dezen kegel en twee boloppervlakken met de stralen r en r -(- dr 
om de zon beschreven, zal dan zijn r 2 co dr en bevatten A r m r 2 co dr 
sterren van de schijnbare grootte m. Onder deze sterren zijn er 
A r m Fl (r) F co dr 
