Книга -

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.

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.