546 Sitzung der math.-phi/s. Classe rom 8. Nocember 1884. 
Diese Zahlen sind wesentlich kleiner als die für die 
telescopischen Sterne gefundenen und stimmt das Resultat 
nahe mit dem obigen überein und es scheint demnach in 
diesem Punkte ein wesentlicher Unterschied zwischen beiden 
Sterngruppen zu bestehen. Wäre es aber gestattet, aus der 
(Konstanz des (.Iradienten für die Sterne von der Grösse G.6 — 9.5 
den Schluss abzuleiten, dass auch die noch schwächeren Sterne 
dasselbe Verhalten zeigen werden, so hätte man sich das 
Sternsystem, dem unsere Sonne angehört, nicht etwa als 
flache Scheibe zu denken, sondern als mehr oder weniger 
kugelförmig angeordnet, so aber, dass die Sterne in der Nähe 
einer Ebene, nämlich derjenigen der Milchstrasse, dichter 
ständen als in jeder anderen. 
Ohne Zweifel sind wir bei dem gegenwärtigen Stande 
unserer Kenntnisse berechtigt anzunehmen , dass im Durch- 
schnitt gleich helle Sterne auch gleiche Entfernungen von 
uns haben und dass zweitens alle Sterne durchschnittlich 
dieselbe Masse besitzen. Eigentlich wird schon die noch 
einwurfsfreiere Annahme ausreichen, dass ein Zusammenhang 
zwischen der Masse eines Sternes und seiner Position am 
Himmel nicht besteht. Unter diesen Voraus.setzungen kann 
man die Lage des Schwerpunktes der Gesammtheit aller 
Sterne der D. M. bestimmen. An sich hat diese Frage 
wenig Interesse ; sie wird aber von gro.sser Bedeutung, wenn 
man die Untersuchung erst auf den ganzen Himmel aus- 
zudehnen in der Lage sein wird und es scheint nicht un- 
möglich , dass man auf diesem Wege zu sehr interessanten 
Resultaten über die rämnliche Vertheilung der Dichtigkeit 
in unserem Sternsystem gelangen kann. Jedenfalls ist man 
bei diesem Verfahren unabhängig von jenen willkührlichen 
Hypothesen, die bei ähnlichen Untersuchungen, welche die 
Eigenbewegung der Sterne als Grundlage der Betrachtung 
auffassen, öfters gemacht worden sind. 
Ich habe also, um auch einer späteren auf den ganzen 
