75 
deze typen voorstellen, vrij nauwkeurig te schatten. Aldus 
kunnen wij met tamelijk veel zekerheid den duur van het 
witte stadium ор 60°, уап het gele ор 55?/j, еп van het 
roode stadium ор 59/, van het gemiddelde geheele lichtende 
bestaan der sterren stellen; het nevelstadium moet zoo kort 
duren (minder dan 0.1°/, van den geheelen ontwikkelingstijd) , 
dat het bij deze schatting kan verwaarloosd worden. Ook 
de sterren, die in eenen overgangsslaal tusschen de verschil- 
lende stadia verkeeren mogen hierbij, om hun relatief gering 
aantal, achterwege blijven. 
Om de groote eenheid van stoffen en krachten, welke wij 
overal waarnemen, kunnen wij veilig de gevonden gemiddelde 
verhoudingen der verschillende stadia van het sterreleven ook 
op onze zon toepassen. De zon moet den langsten tijd van 
haar bestaan in het witte stadium hebben doorgebracht, en, 
dewijl zij zich thans in het gele stadium bevindt, reeds ten 
minste 60°, of 5); van haar geheele sterreleven achter zich ` 
hebben. In welk tijdstip van het gele stadium zij nu verkeert 
is astronomisch en physisch niet te bepalen. Hier helpen 
echter de gegevens der palaeontologie. 
Den langsten tijd van het bestaan der organismen op de 
aarde, zoover wij dat kennen, moet onze aarde meer warmte 
en zelfs veel meer warmte ontvangen hebben dan zij nu ont- 
vangt. De zon moet toen met veel grootere kracht geschenen 
hebben, zooveel grooter, dat zij wel in een geheel anderen 
toestand moet verkeerd hebben. Daar nu de geschiedenis der zon 
leert, dat zij den langsten tijd van haar bestaan , in den toestand 
eener witte ster verkeerend, veel warmer was, dat zij daarop, 
betrekkelijk snel, van het witte stadium in het gele getreden 
is en sedert veel minder warm is, terwijl wij aan den anderen 
kant zien dat de door de aarde ontvangen warmte dezelfde 
veranderingen ondergaat van betrekkelijk snelle afkoeling na lang- 
!) Bij welke bepaling wij door den spectroscoop wel geheel onafhankelijk 
zijn van den subjectieven kleurenzin en van de relatieve lichtsterkte. 
