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H. Seeli{?er 
J 
'■ j 
’-J* dx 
n — A 
braucht, wo o mehrere'' Einheiten und A klein ist. Denn es ist: 
J — go* — (o- 1)2 . yi(a — A) — y’io). 
Noch eine Bemerkung möchte ich hinzufügen, von der 
ich Gebrauch gemacht habe. Will man a in a, verändern, so 
muß auch in r, geändert werden, weil zwischen Rech- 
nungen nach der Gleichung = n} gewählt wurde. Es 
kommt aber nur in der Verbindung /i„, rl vor. Man hat 
also die Klammer in A,„ zu berechnen für m und rl, d. h. 
mit Itmt'l- Bestimmt man nun eine Größe m, so daß A,,,, » o 
= h,„rl, so kann man auch die Klammer für die Größe 
und für r,, berechnen, was durch Interpolation leichter 
geschieht, als durch eine neue Rechnung, wenn auch noch 
ßi Am ^ — ß ^ gemacht wird. Man hat also zur Be- 
stimmung von 
und dann ist in der Tat: 
Die passende Wahl von X für jede Zone wird durch die 
beifolgende Tabelle für 21,,, erleichtert. 
Zuerst sollen die A,„ für alle Sterne, also im „schema- 
tischen Sternsystem“, durch die angeführten Formeln darge- 
stellt werden. Hier wie im folgenden wurden die Zahlen zu 
Grunde gelegt, welche bei der Berechnung der mittlei^en Par- 
