H. Seeliger 
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Man sieht aus den DiflFerenzen jR, — B, daß die Übei'ein- 
stimraung keineswegs genügend ist an den Stellen, wo die 
Zahlen B verhältnismäßig sicher bestimmt sind. Aber sie kann 
sehr leicht innerhalb erträgliche Grenzen gebracht werden. 
Ohne hier eine besonders akzeptable Darstellung erreichen zu 
wollen, habe ich durch wenige Versuche die Koeffizienten in 
log 
verbessert und schließlich mit den Werten 
a, = 1.3573; 02 = 0.01404, log e«o = 0.211 (2„) 
die Werte B,^ strenge berechnet, die sich den besser bestimm- 
ten B bei m = 4.5 bis 9.5 genügend anschließen. Die starken 
Abweichungen bei den sehr hellen Sternen sind nicht sehr 
verschieden von denen, welche in (III) gefunden worden sind. 
Bei der geringen Anzahl der ganz hellen Sterne sind sie um 
so weniger auffallend, als sie sich sehr bedeutend verringern, 
wenn die Abzählungen nicht nach der Harvard-Photometrie, 
sondern nach der Potsdamer Durchmusterung gemacht werden. 
Man könnte sie also eventuell einer Inhomogenität der Harvard- 
Skala zur Last legen. 
Setzt man >'^ = 00 , so kann man nach (I) mit den gefun- 
denen Koeffizienten o, und 02 , falls Tim bekannt ist, die Ko- 
effizienten o, ß, a und h leicht bestimmen, da die Kapteynschen 
mittleren Parallaxen gemäß der Formel 
log Tim = log 71^ — V - m 
verlaufen. Es sollen, wie in (HI) geschehen, nach A. N. Nr. 3487 
die Werte ti^ = 0"106 und v = 0.1505 zu Grunde gelegt werden. 
Die Rechnung ist sehr einfach, da nun die 2. Formel (I) wirk- 
lich dieselbe Gestalt hat wie die Kapteynsche Parallaxenformel. 
Es ergibt sich 
= y . g— 2.1182 (log nati) — 0.06671 (log nati)* 
log J (p) = >'2 + 0.1826 log g — 0.2022 (log p)^. 
Ich habe in (HI) für ein endliches Sternsystem, dessen 
rj = 900 Siriusweiten beträgt, gefunden, mit Weglassung kon- 
stanter Faktoren und eines zweiten Gliedes: 
