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H. Seeliger 
Hierbei ist o bestimmt durch die Gleichung 
gQO-yfr ) _ h 
9 — *' / m 
0 1 
und D(r) ist die Funktion, welche die Dichtigkeit der Stern- 
verteilung angibt. Läßt man noch H x eine Konstante sein 
und setzt 
H(r) = F(r); = e 2 , r = f(g\ 
führt weiter die zwei Funktionen A(g) und 0 ein durch 
A (e) = -D [f (e)] ■ (J—j r (q) ; # (y . e) = F (r) ■ y[yF(r ), r] , 
so wird 
y* 
A„, = CO •J'zl(o) c2«/; w < 1 
]/^L 
Am = co Ja (q) Q 2 do (2/, g) d?/; m > n 
(II) 
Es ist dabei die Sterngröße n definiert durch 
h n r\ = H(r^)y) (r,). 
Ferner ergibt sich für die m. Parallaxen 
• J "I (e) • £ 4 • # (Ä„, o 2 , e) d g = ^A (o) • ^ 0 (Ä* £ 2 , e) d g, 
0 0 
solange m<n. Für größere m ist in den Grenzen der Inte- 
grale h m durch h n zu ersetzen. Schließlich sei noch erwähnt, 
daß für F(r) = 1 sich ergibt 
