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H. Seeliger 
nicht ohne weiteres erkennbar sind. Man mag diese Be- 
schränkung als einen Kunstgriff bezeichnen; jedenfalls ist er 
erlaubt und hat sich als sehr nützlich erwiesen. 
Ich hatte schon früher bemerkt, daß sich <p(i) wegen der 
fortschreitenden Abkühlung der Sterne mit der Zeit verändert 
und deshalb sehr verschiedene Formen annehmen kann. Selbst 
wenn z. B. <p(0) für irgend eine Zeit der Null gleich wäre, 
so wird diese Eigenschaft mit der Zeit verloren gehen und es 
ist nicht unwahrscheinlich, daß mit dem Fortschreiten der 
Zeit (p(i ) für große i einen stärkeren Abfall aufweisen wird; 
sicherlich wird sich H verkleinern müssen. Im übrigen hängt 
die Veränderung mit der Zeit von verwickelten Umständen ab 
und wenn man nicht willkürliche Annahmen hinzufügen will, 
läßt sie sich nur ganz allgemein charakterisieren. Jedem Stern 
wird zu einer bestimmten Zeit t ein bestimmter Wert des 
Differentialquotienten 
d i 
~ dt = ' 
eigentümlich sein. £ ist wesentlich positiv und wird von t 
und i abhängeu. Es sei nun A- di die dem cp proportionale 
Anzahl der Sterne, welche zur Zeit t eine zwischen i und i-\-di 
liegende Leuchtkraft besitzen. Ein gewisser Prozentsatz dieser 
Sterne wird einen zwischen £ und £ -f- di gelegenen Wert 
d i 
von — -y- haben. Es wird also die Anzahl dieser Sterne sein : 
dt 
A (t, i) • ip (i, t) d f • di, 
wenn man mit ip eine auch von t und i abhängige Verteilungs- 
funktion bezeichnet, welche den Entwicklungszustand des Stern- 
systems charakterisiert. Dabei wird 
o' 
JVo> = 1 
G 
sein müssen für jedes i und t. o und o‘ können unter Um- 
ständen, und im allgemeinen wird man dies annehmen dürfen, 
