430 
H. Seeliger 
numerisch zu verfolgen, als durch allgemeine Entwicklungen. 
Glücklicherweise wird die Sachlage durch die von mir aufge- 
deckten Gesetzmäßigkeiten im schematischen Sternsystem über- 
aus einfach und durchsichtig, indem aus der Gleichung (1) 
hervorging, daß die Funktion A jedenfalls angenähert durch 
y ■ g~ x dargestellt wird. Hierfür ist dann die Bestimmung der 
Funktion cp aus (2) strenge und sehr einfach auszuführen. 
AVas die mittleren Parallaxen n m betrifft, so genügt es, wenn 
der Einfluß der Absorption beiseite gelassen wird, die Integral- 
gleichung heranzuziehen 
VT 
tl m 
fd (?) ' Q 3 ■ <P {kn Q 2 ) d Q 
(?) ‘ Q i( P {kn Q 2 ) d O 
0 
0"2 y 
AVie ich in den beiden früheren Arbeiten erwähnt habe, 
ergibt (3) das Resultat, daß die Funktion A (g) — y ■ q~ x strenge 
genommen niemals andere als „normale“ Parallaxen liefern 
kann, d. h. solche, die durch die Formel 
gegeben sind. Es zeigt sich aber und ist wohl auch von 
vornherein zu übersehen, daß verhältnismäßig kleine Ände- 
rungen im Verlaufe von A{g), die nur für relativ kleine g von 
der Formel y • g~ x stärker abweichen und somit das Bild, das 
man von der Dichtigkeitsverteilung im Sternsystem erlangt 
hat, nur geringfügig modifizieren, recht beträchtliche Ände- 
rungen in den AVerten n m erzeugen. Man wird also erwarten 
dürfen, durch solche Änderungen von A einen angenäherten 
Anschluß an die Kapteynschen m. Parallaxen erreichen zu 
können. Die weiteren Rechnungen werden in der Tat das 
Gesagte bestätigen. Indessen hört das Problem damit auf ein 
