Опись звезд в «Durchmusterung» послужила основой для статистического изучения распределения звезд; отсюда следовало выводить заключения о пространственном распределении. Впервые подробно этим занялся Г. Зеелигер в Мюнхене, который с 1884 по 1909 г. выполнил ряд исследований в этой области. С помощью фотометрических измерений Пиккерпнга было найдено, что боннские оценки звездных величин нуждаются в исправлении. Они обнаруживали ход не только со склонением, что указывало на изменявшееся с годами восприятие наблюдателей, но также и со звездной плотностью. Чем больше звезд оказывалось в поле зрения, тем слабее казался их блеск и тем меньше слабых звезд находилось на границах участка. Итак, когда Зеелигер смог работать с точными фотометрическими величинами, сразу же был получен и надежный результат: у ряда звезд при переходе к следующей звездной величине их численность правильно возрастала от 2.8 до 3,4 раза. Любой следующий класс звездных величин содержал в 3 раза больше звезд, чем предыдущий. Что это означало? Если бы пространство было заполнено звездами равномерно, это отношение должно было равняться четырем, так
как сфера радиусом в У2,5 раза больше предыдущей будет иметь в 4 раза больший объем. Таким образом, Зеелигер смог отсюда сделать вывод, что с увеличением расстояния пространственная плотность звезд (число звезд в единице объема) уменьшается в определенном отношении. Итак, звездная система, изображенная упрощенно, схематически, становилась все более разреженной по мере удаления от Солнца.
![](/pan.files/image164.jpg)
Однако плотность но была одинаковой во всех направлениях. Из распределения по небесной сфере весьма ясно обнаруживалось, что поверхностная плотность звезд возрастала с приближением к Млечному Пути. Правда, для самых ярких звезд, видимых простым глазом, это не было заметно или едва отмечалось. Для более слабых звезд эффект усиливался с ослаблением звезд. У гершелевских звезд это проявлялось сильнее, чем у звезд боннского каталога. Тот же самый факт можно было выразить иначе: возрастание численности звезд со звездной величиной мало в высоких галактических широтах, велико в низких галактических широтах и наиболее значительно в Млечном Пути. Это означает, что в Млечном Пути падение звездной плотности с расстоянием мало и что оно быстро становится заметным в направлениях на галактические полюса.