H. Seeliger: Kosmische Staubmassen und das Zodiacalliclie. 281 
gesetzt, dass man nur die Grössenordnung von A zu be- 
stimmen versucht. 
Endlich kann man auf Grund meiner „ Betrachtungen über 
die räumliche Yertheilung der Fixsterne,“ Q die mittlere Flächen- 
helligkeit nicht zu kleiner Theile der Milchstrasse bestimmen. 
Das ist freilich gegenwärtig nicht ohne Hypothesen möglich, 
wie ich a. a. 0. S. 47 ff. gezeigt habe, aber einiges Interesse 
dürften doch dergleichen Rechnungen haben. 
Bezeichnet X eine Grösse, die für die Milchstrasse im Mittel 
0.25 ist, h„, die Lichtmenge eines Sternes von der Grösse m, 
n die Sterngrösse, unter welcher die hellsten Sterne an der 
Grenze des Sternsystems erscheinen, A m die Anzahl aller Sterne 
auf einem bestimmten Areale des Himmels, z. B. auf einem 
Quadratgrad, von den hellsten herab bis zu denen von der 
Grösse m, dann ist : 
5-*-(3-X)^ 
A m = A„ • — — wenn in > n 
und A 
hn_ 
An 
Ferner hat man h m = h H y m ~ n , wo log y = — 0.4. Damit 
ergiebt sich, wenn y = log nat y ist, für 
3 i 
h m d A m = — ■ A n h n y • y 2 (”*-») • d m 
und die Lichtmenge aller Sterne zusammen von der Grösse n 
bis zu den schwächsten wird: 
in < n 
— 3 * An h n y J y x dx = — — ^ A„ h n . 
4 o 4 
Ebenso findet sich für m<in : 
h m d A m = — A n h n y • y 2 u n • d m 
und die Lichtmenge aller Sterne zusammen von den hellsten, 
für w r elche offenbar genähert in — n — — 00 gesetzt werden darf: 
l ) Abhandlungen der Akademie d. W. zu München. Bd. XIX. 1898. 
