422 
H. Seeliger 
tung begründet, wenn man die Darstellung dieser Parallaxen 
für ebenso wichtig wie die der Zahlen A m , namentlich der 
von mir aus der D. M. gefolgerten, ansieht. Der Versuch, 
etwa die Kapteynschen Parallaxen genau darzustellen und den 
Zahlen A m ganz unbefriedigend zu entsprechen, kann unmög- 
lich als berechtigt angesehen werden. 
Die Kapteynschen Parallaxen lassen sich mit der Annahme 
allerdings starker Absorption und sehr verschieden verlaufen- 
den 9 9 leicht darstellen. Sieht man aber von Absorptionen ab, 
so ist diese Darstellung mit einigen Umständlichkeiten ver- 
bunden. In II, S. 44 habe ich indessen erwähnt, daß diese 
Darstellung immerhin in gewissen Umfange nicht schwer zu 
erreichen ist. Ich konnte dies sagen, da ich vor Jahren eine 
ganze Serie solcher Rechnungen ausgeführt, aber nicht ver- 
öffentlicht hatte, weil die zu Grunde gelegten A m mir nicht- 
genügend genau erschienen. Andererseits muß ich zugeben, 
daß die Sache insofern anders liegt, als in II erwähnt wurde, 
als ein anderer Umstand hier größere Bedeutung erlangt, als 
ich vermutete. Die Abweichungen zwischen den berechneten 
und tatsächlich festgestellten A„, treten in stärkerem Maße 
hauptsächlich für kleine, zum Teil für sehr kleine m auf und 
da diese A m schon wegen ihrer relativen Kleinheit unsicher 
sind, hat die Mißstimmung wohl keine entscheidende Bedeutung. 
Ich möchte nun noch den Inhalt der folgenden Ausein- 
andersetzungen zusammenfassen, die sich ausschließlich auf das 
schematische Sternsystem beziehen und eine Ergänzung zu 
meinen früheren Arbeiten liefern sollen. Im ersten Artikel 
werden allgemeine Betrachtungen über die Häufigkeitsfunk- 
tion cp der absoluten Leuchtkräfte i und ihre Veränderung mit 
der Zeit angestellt. Es wird dann gezeigt, wie man aus den 
Sternzahlen A m allein, wenn diese in genügender Ausdehnung 
ermittelt vorliegen, für das endliche schematische Sternsystem 
sowohl die mit der Dichtigkeit zusammenhängende Funktion 
A (o) als auch die Häufigkeitsfunktion cp (i) bestimmen kann. 
In erster Annäherung ist die in Frage kommende Integral- 
gleichung leicht zu integrieren. Die gegenwärtig noch sehr 
