( 361 ) 



de calciumlijnen X 3934 en X 3969 en ook de Z)-lijnen volmaakt 

 scherp en op hun plaats, slechts wijzende op een constante snelheid 

 van -\- 7 K.M. Ook op de gezichtslijn naar Nova Persei moet zich 

 dus volgens Hartmann een wolk van calciumdamp, hier vermengd 

 met natriumdamp, bevonden hebben, die zich van de zon verwijderde. 



Een bevredigenden indruk maken deze hypothetische wolken niet. 

 Veel eenvoudiger laat zich de zaak ophelderen uit het oogpunt van 

 het ongelijkmatige stralingsveld, door de sterren veroorzaakt. 



Wij behoeven slechts te onderstellen, dat in de buitenste deelen 

 van (f Orionis en van Nova Persei, als in zoo vele andere sterren, 

 veel waterstof, helium, enz., daarentegen weinig calcium en natrium 

 aanwezig is. De stroomingen en wervelingen in de gasmassa, die 

 evenals bij de zon de ongelijkmatigheden in de stralingsvelden 

 teweeg brengen, veroorzaken in de omgeving der waterstoflijnen, 

 enz. zeer breede dispersiebanden. De donkerste deelen van deze 

 moeten zich periodiek verplaatsen, wanneer bij de aswenteling van 

 de ster gasmassa's van wisselende dichtheidsverdeeling langs onze 

 gezichtslijn voorbijtrekken. De dispersiebanden van calcium en natrium 

 daarentegen zijn zoo smal, dat hun plaats van die der bij behoo rende 

 absorptielijnen niet te onderscheiden is. Hun constant blijvende ver- 

 schuiving bewijst, dat ó Orionis zich ongeveer 16 K.M., Nova Persei 

 7 K.M. per sec. van de zon verwijdert. 



Naar onze opvatting is dus é Orionis geen spectroscopische dubbelster. 



In de spectra van een groot aantal sterren heeft men periodieke 

 verplaatsingen en verdubbelingen slechts waargenomen bij onscherpe 

 lijnen. Men is gewoon, die verplaatsingen niettemin uit te drukken 

 in kilometers per secunde, daar men ze alle toeschrijft aan bewegingen 

 in de gezichtslijn. Uit de bovenstaande beschouwingen volgt echter 

 dat er in zulke gevallen geen voldoende grond is om de objecten 

 voor dubbelsterren te houden en dat men zich dus de moeite om 

 banen te berekenen besparen kan. 



Tevens verdwijnen dan een aantal moeilijkheden, voor welke men 

 zich door de gevolgtrekkingen uit het principe van Dopplek geplaatst 

 zag. Hoe moest men zich bijv. cle bewegingstoestanden voorstellen in 

 stelsels van spectroscopische dubbelsterren als i Orionis, 57 Cygni, 

 H Orionis en eenige andere, die volgens Frost en Adams zich alle 

 bevinden in nevelmassa's, en wier snelheden in de gezichtslijn niet- 

 temin periodieke variaties zouden ondergaan van 70, 90, 140 kilo- 

 meters per sec, ten spijt van onze pbysische begrippen aangaande 

 weerstandbiedende middenstoffen ? Beschouwen wij echter de waar- 

 genomen lij n verplaatsingen en evenzoo de schommelingen der totale 

 helderheid als veroorzaakt door de ongelijkmatigheden in de stralings* 



