626 
van uitvoering had gegeven. Intusschen bespreekt hij alleen den 
invloed welken de ongelijkheid der afstanden op de bepaling van het 
apex der parallactische Eigenbeweging (p. 81 — 83) uitoefent, en deze 
wordt door hem alleen nader ontwikkeld voor het geval dat het 
onderzoek gegrond wordt op sterren welke regelmatig over den 
geheelen hemel verspreid liggen. 
Een nieuw onderzoek het geheele vraagstuk omvattend was dus 
nog niet overbodig. Het is door ons beiden ondernomen en in 
het volgende deelen wij de gevonden uitkomsten mede. Het begrip 
,, Systematische eigenbeiveging ” wordt hier in eenigszins beperkten 
zin opgevat: het omvat alleen die bewegingen welke functies zijn 
van de sphaerische plaats der ster, ook al kunnen dan de coëffi- 
ciënten nog afhankelijk zijn van de afstanden tot ons en misschien 
ook, wat hier buiten beschouwing blijft, van de spectraaltype. Bewe- 
gingen echter welke het gevolg zijn van sterstroomen, of van eene 
daarmede gel ijk waardige niet sphaerische snelheidsverdeeling, welke 
wij systematische eigenbewegingen van de 2' /e soort zouden kunnen 
noemen *), worden van onze beschouwing uitgesloten. 
In de eerste plaats moest nu de afhankelijkheid der parallaxe van 
de galactische breedte dooi’ eene eenvoudige formule uitgedrukt 
worden. Voor hare afleiding werd de tabel gebruikt, welke mede- 
gedeeld wordt in de verhandeling van Kaptkyn en Weersma Publ. 
Groningen 24, 15 In die tabel worden voor de grootteklassen 3.0 
tot 11.0 en voor galactische breedten tussehen — 20° en -j- 20°, 
„ tussehen ± 20° en ± 40° en tussehen ± 40° en ± 90° waarden 
van de gemiddelde parallaxe aangegeven. Voor alle grootteklassen 
is eene zelfde verhouding van sip tot zr 0 aangenomen en met eene 
voor ons doel voldoende nauwkeurigheid — de tabel wordt ook als 
,,quite provisional” aangegeven — mocht daarnaar gesteld worden 
jrp — jr 0 (1 -j- c sin* ft). 
De 3 kolommen werden aangenomen te gelden voor gal. breedten 
van ± 10°, ± 30° en ± 60° en het bleek dat men aan den coëfficiënt 
c eene waarde moet geven tussehen 0.60 en 0.70. Aangenomen 
werd dus: 
np = jt 0 (1 -f- 0.65 sin * ft) 
of 
q Het frequentieoppervlak kan algemeener zijn dan de ellipsoide, doch moet 
naar onze definitie een middelpunt bezitten, daar het deel der beweging dat van 
de sphaerische plaats afhangt, Systematische Eig. Bew. der lste soort , van de 
totale beweging afgetrokken is 
