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H. Seeliger 
Bei der überaus verwickelten, von Ort zu Ort schnell 
wechselnden Sternverteilung am Himmel wird man sich vor- 
erst begnügen können, die von mir als „typisch“ bezeichnete 
räumliche Verteilung der Sterne zu studieren. In der Tat 
bietet diese einen passenden Rahmen für die spätere Einord- 
nung des Details, dessen Erkenntnis doch sicherlich weniger 
wichtig ist. Kurz gesagt, entsteht dieses typische Bild des 
Sternsystems dadurch, daß man von den sicherlich weniger 
auffallenden Verschiedenheiten absieht, die man beim Vorwärts- 
schreiten längs eines galaktischen Breitenkreises antriift und 
die Sterndichtigkeit also nur als Funktion dieser Breite und 
der Entfernung r auffaßt. Die Arbeit I beschäftigt sich haupt- 
sächlich mit dieser typischen Sternverteilung. Zur Bestimmung 
von A und q> aus den Integralgleichungen (II) reichte das ver- 
fügbare Material nicht aus, da für Werte m > 10 damals nur 
die Resultate der Herschelschen Sterneichungen Vorlagen und 
es wäre nicht möglich gewesen, etwas über die Funktion A 
auszusagen, wenn ich nicht die merkwürdige Tatsache gefunden 
hätte, daß die Größe 
a m 
= log 
■A-m + ^ 
■Am - i 
innerhalb derselben galaktischen Breite nahezu unveränderlich 
ist für die in der D. M. vorkommenden Sterne, aber für alle m, 
die kleiner als etwa 9.2 sind und daß eine systematische Ab- 
hängigkeit von ni nicht hervortritt. 
Dagegen zeigte sich bei den aus den Herschelschen Ei- 
chungen abgeleiteten A m eine starke Verminderung und zwar 
war diese um so bedeutender, je größer die galaktische Breite 
war. Des näheren konnte man also die Zahlen A m bis zu 
den Sternen der 10. Größe durch die Formel 
X - 3 
A m = c • h m 2 
darstellen, wo l mit der galaktischen Breite variierte, für die 
schwächeren Sterne aber war diese Darstellung nicht mehr 
möglich. Die einfachste und naheliegendste Interpretation 
