545 
ruimte bestaat en, anderzijds, wanneer we weten, dat er geen 
absorptie is‘, kunnen we onderzoeken, of de liclitkraclitkromme 
varieert met den afstand tot de zon. Daar evenwel noch liet een 
noch het ander vaststaat, zijn we voorloopig wel genoodzaakt de 
genoemde onderstelling te maken. 
Wanneer we de frequentiefunctie bepalen voor de verschillende 
galactische zones afzonderlijk, wordt deze moeilijkheid belangrijk 
verminderd. We kunnen dan de lichtkrachtkrommen vergelijken, 
die voor de verschillende zones gevonden zijn. Wanneer het nu 
blijkt, dat deze krommen overeenstemmen, dan is het in hooge mate 
onwaarschijnlijk, dat de verdeeling der lichtkrachten verandert met 
den afstand tot de zon. Wanneer de lichtkrachtwet van r afhangt 
en niet van b, zouden we een waaiervormige samenstelling van 
het sterrenstelsel vinden, die niet ondenkbaar is, maar toch in hooge 
mate onwaarschijnlijk. 
Wanneer we mogen aannenien, dat de verdeeling der lichtkrachten 
onafhankelijk is van den afstand tot de zon, stelt Kaptf.yns methode 
ons in sTaat de absorptie te bepalen of tenminste na te gaan, of 
deze eenigen invloed heeft op de gevonden verdeeling der sterren 
in de ruimte. 
De derde hypothese was inderdaad, toen Kaptkyn deze 
voor de eerste maal maakte, een vrij willekeurige aanname 
en het moet worden toegegeven, dat andere resultaten zouden 
zijn gevonden, wanneer van een andere onderstelling was 
uitgegaan. De hypothese werd gemaakt, omdat toen ter tijd jiog te 
weinig parallaxen gemeten waren om den vorm van de frequentie- 
kromrne hg. "/jr,, rechtstreeks uit de gegevens af te leiden. Misschien 
zou dit thans bij een lierhaling van het onderzoek mogelijk zijn. 
Het is echter van weinig belang thans Ie discussieereji o\er de 
vraag, of deze hypothese ai dan niet gerechtvaai'digd is, daar 
vScHWARZscHii.D heeft bewezen, dat de genoemde betrekking bestaat 
voor een specialen vorm van densiteit- en lichtkrachtwet, welke vorm, 
mede door zijn onderzoekingen, in hooge inale waarschijnlijk werd 
gemaakt. 
We iiebl)en iiil hel in ^ ‘2 genoemde waarnemingsmateriaal de 
lichtkraclitwet afgeleid. De ruimte werd verdeeld in een aantal bol- 
schillen, waarvan de stralen gemakshalve zoo gekozen waren, dat 
log. V met 0.‘2 toeneemt. Daartia werd met behulp van de formule 
vooi- voor ieder der gevonden aantallen de gemiddelde 
paral lax bepaald. Met behulp van de gevonden waarde voor de 
waarschijnlijke afwijking van de foutenkromme log. werd dan 
berekend, welk deel der gevonden aantallen in iedere schil voorkomt. 
ï 
