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Absorptionen benutzt werden konnen. Mit Hilfe der obigen Formeln oder geringfugiger Uingestaltungen derselben konnen leicht beliebige Absorptionen in Rechnung gezogen werden. Gegenwartig fehlt noch die Handhabe zur Verwendung be- sonderer Ansatze, deshalb sol1 nur, wie schon oben ge- schehen ist, die gleichinafiige allgemeine Absorption, die durch die Forniel

qi(r) = e - v r

ausgedruckt ist, weiter verfolgt werden. Auf die Sternzahlen A,,z hat die Absorption keinen EinfluD insofern, als ails ihnen nur geschlossen werden kann, daO J(e) = y.e-O.43 ist. Aber dann ist die rauinliche Dichtigkeit D(Y) durch die Formel (6a) bestimmt, und man ersieht daraus ohne weiteres, daD D(r) bei nicht zu kleinen Y gegen die Grenzen des Sternsystems s e h r s t a r k a n w a c h s e n mu&.

1st keine oder nur eine uninerkliche Absorption vor- handen, dann ist die Dichtigkeit D(r) = ,I (4) = y - e - " . Die Grenze des scheinatischen Sternsystems ist dort, wo Sterne von der GroDe -3m62 in der Siriusweite als Sterne von der Grofie I 1m91 erscheinen, was also in I 280 Sirius- weiten eintritt. Die Dichtigkeitsverteilung fur Y < I koninit nicht in Frage, und das starke Anwachsen von D bei Ver- ringerung von Y in diesein Teil des Raumes bleibt am besten unbeachtet, da es nur verwirrend wirken kann. Fur Werte Y > I gestaltet sich der Verlauf ron D(Y) folgendermaflen:

1 - D 1 - D Y D

I 1.000 I 2 0 0.128 600 0.064 5 0.50' 140 0 . 1 1 9 700 0.060

10 0 .372 160 0 . 1 1 2 800 0 . 0 5 7 2 0 0.276 I80 0.107 900 0.054 40 0.204 200 0.102 1000 0 . 0 5 1

60 0.172 300 0.086 1100 0.049 80 0 . 1 5 2 400 0.076 1200 0.047

I 0 0 0.138 5 0 0 0.069 Will man fur die schwrcheren Sterne den Parallaxen-

Iverten x ( K ) nahe komnien, so mufi man, vie schon er- nahnt worden ist, relatir groDe Absorptionen annehmen. Ich will hier nur folgende \Yerte anfiihren :

I ) Y = 'iz0. I h n n ist die Grenze des Sternsystems schon in einer Entfernung von IOO Siriusweiten. Man findet hier die Xaherungsformel

L - I - - + 0.0300 - 0.00304 log nat e . Y e

Es ist also cc = +0.0300 und ,8 = +o.00304. Die hierdurch erzielte Annaherung an die Werte rz (Ar)

2 ) Y = und dainit ist offenbar lange noch nicht ausreichend.

cc = +0.0300;' j3 = + O . O O ~ O O .

Grenze des Sternsystems 83 Siriusweiten. Aus dem Verlauf der danach gerechneten Zahlen ist zu schlieflen, daD inan Y noch weiter vergroflern muate, vielleicht bis auf 1/12. Zuni Vergleich wurde noch

3) 1~ = '/aoo angenommen, a = +o.00154; j3 = +0.000113.

Grenze des Sternsystems bei 67 0 Siriusweiten.

Die mit den angegebenen Werten gerechneten Paral- laxen sind in der folgenden Tabelle zugleich init den Werten rz (A') zusaminengestellt :

v = ' 1 , s 010363

204 I44 I 06 80 5 5

0.0039

1' = ' / .o 0703 5 7

198 138 99 74 46

0.0033

v = l/aoo 0703 I3

158

65 I 0 1

42 23

0.00 1 7

Berechnet man nach (6a) die Dichtigkeiten D(r ) , so ergibt sich fur Y = '115 und Y = 1/500.

Y D ('/15) Y D (' ljoo) I I I 1.00

I 0 I I 0 0.39 20 2 30 0.26 30 5 5 0 0 . 2 2

4 0 13 I 0 0 0 . 2 0

5 0 32 200 0.2 I

60 78 300 0.24 7 0 I90 400 0.30 80 470 5 0 0 0.38

Grenze 82.8 604 600 0.47 Grenze 670 0 . 5 7

Bei groOeren Absorptionen, und sie allein rerniogen unter den gemachten Voraussetzungen die Werte n (Ar) dar- zustellen, findet stets diese enornie Anhaufung der Sterne in den BuDersten Regionen des Sternsystems statt, was wohl einige Bedenken hervorrufen durfte. Aus groDer Entfernung betrachtet wurden solche Systenie wie Ringnebel aussehen. Fiir tn > n seien schliefilich nur folgende mittleren Parallaxen, nach Forniel ( I 3 a) berechnet, angefuhrt.

y = '/- 7/l 1' = 'i15 a00

11.91 or0030 I 2.9 I 28 13.9 I 28

14.91 2 1

15.9 I 2 7

16.91 2 7

0!'0004

' 0!0003

H. Seeliwr. Rlunchen, Juli 1909. . .

Saturn. (Telegramme aus Flagstaff, Arizona, voni 2 5 . September und 30" fruh.)

Medial dark streak Saturn's equator and appearance of lacings counterparting Jupiter's. Intense white spot Slipher Saturn latitude 50' south transited September 2 3 fourteen five Washington time.

LotoeZl.