Über die räumliche Verteilung der Sterne. 
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und speziell für A (p) = q~ k 
D U) = r -x . V’(r) — jrV’ , (r) ' 
0 ) 
Bei der Ausarbeitung von (I) waren nur bei Bestim- 
mungen des Apex der Sonnenbewegung gelegentlich erhaltene 
mittlere Parallaxenwerte bekannt und etwa gleichzeitig hatte 
Hei'r Kapteyn seine bekannten Parallaxenbestimmungen aus 
den Eigenbewegungen veröffentlicht. Deshalb trat damals die 
Frage als besonders wichtig in den Vordergrund, ob durch Er- 
mittlung der Zahlen A,„ allein ein Beitrag zur Erkenntnis 
der räumlichen Verteilung der Sterne erlangt werden kann. 
Daß diese Frage prinzipiell bejaht werden muß, zeigen die 
Formeln (I) oder (II). Ist, wie angenommen werden soll, die 
Funktion überall dieselbe oder enthält sie wenigstens r nicht 
explizite, dann sind die beiden Funktionen A und <p durch 
zwei sogenannte Integralgleichungen, wenn auch wohl 
nicht immer eindeutig, bestimmt. Ferner ersieht man aus den 
Formeln (II), daß dort die Dichtigkeit I) gar nicht vor- 
kommt, sondern nur die Funktion A (g) und daß man 
also zur Kenntnis von D noch die Absorption braucht oder 
die Berechtigung von ihr absehen zu dürfen anerkennen muß. 
Dadurch, daß in gewissem Sinne von den m. Parallaxen 
gar kein Gebrauch gemacht wird, ist das ganze Problem we- 
sentlich vereinfacht, denn die Ermittlung der Zahlen A m bis 
zu größeren Werten von m bietet, wie schon erwähnt, zwar 
nicht geringe praktische Schwierigkeiten dar, aber wesentliche 
Beiträge zur Lösung sind mit Sicherheit in absehbarer Zeit 
zu erwarten. Ich habe deshalb schon vor 13 Jahren diese 
Aufgabe der praktischen Astronomie als eine der wichtigsten 
und lohnendsten bezeichnet für Beobachter, die über die nötigen 
Hilfsmittel, wie Einrichtungen zu photographischen Dauer- 
aufnahmen, verfügen. 
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