( 492 ) 



oudste sterren het meest, de jongste sterren liet minst, maar alle 

 toch min of' meer, van de oorspronkelijke richting en snelheid 

 zijn gaan afwijken. Ik trachtte ook aan te geven hoe men zich 

 denken kan dat die veranderingen van beweging zijn tot stand 

 gekomen. 



Ik wensch op die verklaring niet opnieuw in te gaan; ik wensch 

 er nu alleen op te wijzen, hoe, tenzij we den zooeven geschetsten 

 toestand van de zes blijvende stroomen willen aannemen, wij er toe 

 gedwongen worden te erkenen dat de stof die oorspronkelijk elk 

 der twee groote sterrewolken samenstelde, zich uitbreidt. 



Voor de kennis van de nadere bijzonderheden dezer uitbreiding 

 is het noodig de elementen der twee stroomen voor de sterren van 

 verschillend spektrum te kennen. 



De meest betrouwbare waarden voor deze elementen die ik tot 

 nog toe gevonden heb zijn de volgende ; 



Apparente vertices (convergenten) en stroomsnelheden. 



Str. I. 



Str. II. 



Spectr. 



«i 



«i 



ft 



■'\ 



' J % 



<? 3 



ft 



v 2 



Gi) 



u. m. 

 6 3 



— 14°6 



— 14-9 



kil 

 32-6 



u. m. 

 19 11 



—64'1 



-27°6 



kil 

 18-4 



A 2 ) 



6 22 



— 18-8 



— 12-6 



26-2 



19 11 



-47-4 



-24-5 



24-7 



B 



6 20 



-31-3 



-17-9 



22-0 



18 0? 



—38'? 



— 9'? 



? 



Hierin zijn de galaktische breedten en de snelheden ten opzichte 

 van de zon voor de twee stroomen respectievelijk met de letters 

 & ï'j en /ï 3 x\ aangeduid. 



De zekerheid dezer elementen is zeer verschillend en over het 

 geheel nog zeer gering. De meest betrouwbare zijn die voor de G 

 en B-sterren van stroom I. Voor den tweeden stroom der B-sterren, 

 waarvan nog maar enkele leden bekend zijn, is de ligging van het 

 vertex bijzonder onzeker, de stroomsnelheid feitelijk geheel onbekend. 



Om de bewegingsverandering met den tijd te volgen hebben wij 



1 ) De getallen op deze rij zijn die van Eldington (Montlil. Not. Nov. 1910). 

 Inderdaad heeft E. te samen behandeld de sterren met de spektra AF G M K. 

 De gemiddelde typus is G en ik heb daarom E's resultaten als geldig voor dezen 

 typus aangenomen. Voor de snelheden werden E's resultaten in kilometers omge- 

 rekend met behulp van Campbills laatste bepaling der zonsnelheid = 19.5 kil. 

 (Lick. Buil. N°. 186). 



2 ) Eigenlijk vroege A-sterren d.i. alleen de spektraalklassen A^A^A^ 



