1151 



heid der K sterren wel veel geringer is dan die der B sterren, m.a.w. 

 dat de lichtkrachtkromme der K sterren is gespreid om een veel 

 zwakkere absolute helderheid dan die der B sterren; maar ook, dat 

 de spreiding bij de K sterren veel grooter is dan bij de B sterren. 

 Daardoor is er een betrekkelijk groot aantal absoluut heldere 

 K sterren en zoo is het mogelijk, dat voor een bepaalde heldere M 

 het aantal K sterren dat der B sterren overtreft. Voor zulk een 

 absolute helderheid zal de gemiddelde kleurindex groot zijn en 

 zelfs kan deze nog grooter zijn dan voor een zwakkere absolute 

 magnitude. 



Om dit denkbeeld nader uit te werken heeft Prof. Kapteyn uit 

 Contrib- Mt Wilson Observ. No. 82, Publ. Gron, N°. 11 en een 

 nog ongepubliceerd artikel van Kohlscilütter over de lichtkracht- 

 kromme der K sterren afgeleid het aantal sterren per volume- 

 een heid dicht bij de zon van elk spectraal type tusschen de abs. 

 magn. — 0.5 en -{- 0.5. 



Wanneer we aannemen, dat de lichtkrachtkromme den vorm heeft 



h 



w (M) dM = e -ii\M-Ky dM, 



vond Prof. Kapteyn, dat de krommen van elk type bepaald zijn 

 door de volgende waarden der constanten K en h. 



Spectrum 



K 



h 



Bo—Bj 



+ 0.5 



0.442 



B8-A9 



+ 3.2 



0.800 



F 



+ 6.7 



0.520 



G 



+ 10.3 



0.235 



K 



+ 14.2 



0.191 



We nemen als eerste benadering aan, dat er alleen A en K sterren 

 zijn en onderstellen in overeenstemming met Seares, dat hun ge- 

 middelde kleurindex resp. -|- 0.2 en -4- 1.3 bedraagt. 1 ). Met de 

 bovengenoemde gegevens gaan we nu de relatieve frequenties van 

 elk spectrum (in casu A en K) berekenen voor elke absolute 

 magnitude en hieruit leiden we voor iedere ilAden gemiddelden kleur- 

 index af in het mengsel A en K slerren. 



') Volgens liet bovengenoemde onderzoek van Schwarzsciiild vormen bij M = 0.0 

 de A sterren 37% en de K sterren 31% van het totale aantal. 



