Über die Eigenbewegungen der Fixsterne. (Q1496169)

\textit{Kapteyn} und später \textit{Eddington} haben die wesentlichsten Züge der Verteilung der Eigenbewegungen aus dem Bilde zweier sich durchsetzender Sternschwärme abgeleitet. Demgegenüber zeigt der Verf., daß\ man sehr wohl mit einem Schwarm auskommen könnte, wenn nur ein ellipsoidales Geschwindigkeitsgesetz angenommen wird, so daß\ die relative Sternhäufigkeit für Sterne, deren Geschwindigkeiten zwischen \(U,V,W\) und \(U+dU\), \(V+dV\), \(W+dW\) liegen, durch einen Ausdruck von der Form \(Ke^{-AU^{2}-BV^{2}-C^{2}W^{2}}dUdVdW\) bestimmt wird (nach \textit{Maxwell}). Für den vereinfachenden Fall \(B=C\) führt die weitere Integration auf das Wahrscheinlichkeitsintegral, wenn es auf die der Beobachtung allein zugänglichen Komponenten der Eigenbewegung senkrecht zur Sehrichtung ankommt. Es bleiben bei der Anpassung an das Beobachtungsmaterial fünf Konstanten zu bestimmen unter Berücksichtigung, daß\ die Richtung der Rotationsachse des genannten Ellipsoides, aber auch die Eigenbewegung der Sonne für die Ausgleichung in Betracht kommen.