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Sitzung der malli.-phys. Classe vom 5. März 1S98. 
deuten die Anzahl der benützten Sterne. F soll später erklärt 
werden. Man sieht, dass im Allgemeinen nur jene A von einem 
ziemlich regelmässigen Verlaufe abweichen, bei denen A relativ 
klein ist. Die Differenzen für Zone VIII in den ersten 4 und 
für Zone I für die 3 ersten Gruppen sind thatsächlich ganz 
unsicher und würden am besten als unbestimmbar fortzulassen 
sein. Man wird, was sich aus anderen Gründen empfehlen wird, 
indessen diese Unsicherheit auch zum Ausdrucke bringen, wenn 
man A als die Gewichte der zugehörigen A ansieht. 
Die zuletzt angeführten Tabellen geben die aus den an- 
gestellten Vergleichungen direct hervorgehenden Mittelzahlen. 
Um aber eine bessere Uebersicht über die Abhängigkeit der 
Bonner Sternschätzungen von der Lage zur Milchstrasse zu 
O Ö 
erlangen, wird es sich empfehlen, mit einer entsprechenden 
Genauigkeit die A durch eine Interpolationsformel darzustellen. 
Es gelingt dies in der That in recht befriedigender Weise 
durch eine Formel mit verhältnissmässig wenig Constanten. 
Die einzelnen Zonen kann man durch ihre mittlere Sternfülle 
— Anzahl aller in der D.M. enthaltenen Sterne auf dem 
Areale eines Quadratgrades, was natürlich eine zunächst will- 
kürliche Annahme bildet — cliaracterisiren. Setzt man für die 
Milchstrassenzone V die Sternfülle D — 1, so kann man an- 
nehmen. wenn noch ö = D — 0.7 gesetzt wird: 
Zone 
1) 
6 
VIII 
0.41 
— 0.29 
VH 
0.47 
— 0.23 
VI 
0.77 
+ 0.07 
V 
1.00 
-f- 0.30 
IV 
0.68 
— 0.02 
III 
0.45 
- 0.25 
II 
0.37 
— 0.33 
I 
0.35 
— 0.35 
Es sei m der Ueberscliuss der Sterngrösse jeder der Gruppen über 
0.5, also der Reihe nach 0, 0.5. 1,0, . . 2.5, h m die Helligkeit 
eines Sternes von der Grösse m, wobei 7/ G .5 = 1 angenommen 
