( 95 ) 



staan en worden daarom ook de type genoemd. Klasse F vormt 

 den overgang naar het tweede type (Procyon) ; klasse G is het type 

 van de zon en Capella (hiervan zijn de E sterren de onduidelijke repre- 

 sentanten) : klasse K omvat de roodere sterren van het 2 de type, die 

 naar het derde naderen, zooals Arcturus (hier rekent Pickering de H 

 en I bij, als onduidelijke representanten). Het 3 de type heet in de 

 Draper Catalogue klasse M. 



De continuiteit der sterspectra komt nog beter uit in de verdeeling 

 die Miss A. Mauht gegeven heeft. (Annals Harv. Coll. Obs. Bd. 28). 

 Hier is de hoofdmassa der sterspectra in 20 aansluitende klassen 

 gerangschikt, waartusschen nog overgangen aangenomen worden. 

 Klasse I — IV zijn de Orionsterren, VI —VIII het eerste type, IX — XI 

 de overgang naar het 2 de type, XIII — XIV het zuivere 2 de type als 

 de zon, XV beantwoordt aan de roodere Arcturussterren, XVII — XX 

 vormen het derde type. Bedenkt men nu hierbij dat van klasse I 

 tot III een groep lijnen uitsterft, n.1. de waterstoüijnen der andere 

 reeksen, die voor de Wolf-Rayetsterren of zoogenaamde 5 de type 

 sterren (by Vogel 116) karakteristiek zijn, zoo ligt het voor de hand, 

 de reeks naar voren met deze sterren te verlengen, zooals door 

 Miss Cannon bij het onderzoek der zuidelijke spectra (H. C. O. Ann. 

 Bd. 28) ook gedaan is '). 



Een gedeelte van al deze sterren vertoont een afwijkende relatieve 

 intensiteit der metaallijnen ; Vogel en Scheiner merkten dit reeds 

 vroeger by « Cygni en a Persei op (Public. Potsdam Bd. 7, 2 de deel). 

 Macry vond in nagenoeg alle klassen van III tot XIII vertegen- 

 woordigers van deze groep, waaruit zij een paralelle reeks vormde, 

 met IIIc — XIIIc aangeduid, waartegenover de hoofdmassa dan 

 a-sterren heet en. 



Naar de meest gangbare opvattingen doorloopt een ster nu achter- 



r ) De karakteristieke lijnen der Wolf-Rayetsterren zijn, blijkens de resultaten 

 van Campbell (Astronomy and Astrophysies XIII, blz. 448) in twee groepen te 

 onderscheiden, en naar de relatieve intensiteit dezer twee groepen zijn deze sterren 

 in een voortloopende reeks te ordenen. De eene groep wordt door de eerste bij- 

 reeks en de eerste lijn van de hoofdreeks van waterstof gevormd: H/3' 5414, 

 H y ' 4542, HJ' 4201, hoofdlijn 4686); zij is het, die in de klasse I— III van Mauby 

 als donkere lijnen voorkomt en uitsterft, en naar de andere zijde (klasse Oe tot 

 Oö Cannon) meer en meer, tegelijk met de gewone H lijnen, tot emissielijnen om- 

 keert. De andere groep, die van hier af t. o. v. de waterstoflijnen steeds sterker 

 wordt, bestaat uit breede banden, van onbekenden oorsprong, wier middens, naar 

 Can'son's metingen op -,VeIorum de golflengten 5807, 5692, 5594, 5470, 4654, 

 4443 hebben. De helderste band is 4654 ; haar relatieve intensiteit t. o. v. de 

 H lijn 4689 neemt in de reeks van sterren: 4, 47, 5, 48, 42 (nrs. van Campbell) 

 voortdurend toe. 



7 

 Verslagen der Afdeeling Natuurk. Dl. XV. . 1906/7. 



