535 
d. Uit de S. A. blijkt een regelmatige sterke toename van het 
tekort van de 12*^® tot de 15*^® of lö*^® grootte. 
Op zichzelf beschouwd laten zich deze waarden (op de figuur door 
kruisjes voorgesteld), vooral als men ze nog met de waarde voor 
9.4 van het veld A verbindt, goed vereenigen met een kromme 
voor p, =; 7.5 (waarbij dan de daling van 15™ tot 16™ niet reëel 
is). Maar de uitkomst id) is geheel in strijd met uitkomst (6) ; de 
aantallen stejTen in S. A. 47 toonen, dat het tekort aan sterren niet 
voor 9.4 en 15.9 ongeveer gelijk kan zijn, niet bij 12™ ongeveer 
een maximum kan hebben om daarna weer te dalen. 
De tegenstrijdigheid ligt niet eenvoudig in een verschil tusschen 
de Franklin-Adams platen en de Selected Areas. De S. A. 47 omvat 
slechts 1 vierkanten graad van sterke absorbtie, waar binnenin de 
tellingen op de F. A. plaat een tekort 0,71 geven, dus ongeveer 
evenveel — wat ook vanzelf spreekt, daar de gebruikte grenshelder- 
heid 15.9 uit deze Selected Areas zelf is afgeleid. Men zou een ver- 
klaring daarin kunnen zoeken, dat er inderdaad een reëel verschil 
in struktuur is tusschen S. A. 47 en gebied A eenerzijds (de kleine 
waarden voor A van 6.5 tot 9.4, d.w.z. het geringe tekort aan B.D. 
sterren zou dan als reëel beschouwd worden) en de overige absorbtie- 
gebieden anderzijds; dus dat A door een anderen nevel op veel 
grootere afstand veroorzaakt wordt. Het is echter de vraag of de 
gegevens zeker genoeg zijn om zulk een conclusie te mogen trekken. 
De waarden voor de B. D. in A berusten slechts op een matig aantal 
sterren; de aantallen sterren 12 — 14 in S. A. 47 zijn zeer klein, 
zoodat toevallige onregelmatigheden in de verdeeling een groote rol 
spelen ; en het opmaken van raiddelwaarden voor F. A. platen uit 
de onregelmatig verdeelde dichtheidsgetallen geeft ook onzekerheid. 
Hieruit blijkt alweer, dat wij nog over veel te weinig exacte gege- 
vens omtrent sterdichtheid voor de zwakkere sterren 10™ — 16™ over 
voldoend uitgebreide gebieden beschikken. 
Nu berust, volgens ^ 2, de bepaling van den afstand der absor- 
beerende nevels hoofdzakelijk op de heldere sterren ; de onzekerheid 
in de aantallen der zwakkere klassen is hierbij van niet veel betee- 
kenis. Het zijn dus zoo goed als uitsluitend de gegevens van de 
B. D. waarop deze bepaling moet berusten. Wij vereenigen deze 
voor de 8 velden, om de toevallige fouten te verminderen, 2 aan 2 
in volgorde van de N' (15,9) tot groepen, (zie tabel p. 536). 
Ook nu geven de toevallige onzekerheden nog een onregelmatig 
verloop. Tusschen de drie eerste groepen H treedt bij deze grootte- 
klassen geen duidelijk verschil op; daarom zijn deze nog tot een 
algemeen gemiddelde vereenigd, waarvoor de waarden in de laatste 
