( 96 ) 



een volgens al deze aaneensluitende ontwikkelings vormen. Zij begint 

 dan als een uiterst ijle gasmassa, die door inkrimping in temperatuur 

 stijgt, een maximum van temperatuur bereikt, en vervolgens 

 onder verdere inkrimping weer in temperatuur afneemt. Vóór het 

 temperatuurmaximum bereikt wordt, vindt een maximum van licht- 

 uitstraling plaats ; voorbij liet temperatuurmaximum neemt door 

 samenwerking van beide oorzaken, temperatuurdaling en verkleining- 

 van volume, de lichtkracht snel af. Dat de l ste type sterren heeter 

 zijn, dan de 2 de , staat, blijkens de wittere kleur, wel vast; of het 

 temperatuurmaximum hier, of bij de Orionsterren ligt is echter 

 onzeker. 



De hier vermelde ontwikkelingsgang van een ijle gasmassa tot 

 een dicht en koud lichaam, met eerst stijgende en later weer 

 dalende temperatuur, is in overeenstemmiug met de physische wetten. 

 Dat echter met de phasen van deze ontwikkeling de verschil- 

 lende spectraaltypen overeenstemmen, is slechts een hypothese, een 

 meer of minder waarschijnlijk vermoeden ; want een werkelijke 

 overgang van een ster van het eene naar het andere type is nog 

 niet waargenomen. Indirect laat zich dat vermoeden op de proef 

 stellen door een onderzoek van de lichtkracht der sterren. Bij de 

 geschetste ontwikkeling moet de lichtkracht van eenzelfde ster eerst 

 stijgen, daarna afnemen; de gemiddelde schijnbare helderheid der 

 sterren, op denzelfden afstand tot ons zonnestelsel gereduceerd, moet 

 dus op die wijze met de spectraalklasse wisselen, dat zij daar, waar 

 de grootste lichtkracht heerseht, een maximum heeft en in volgende 

 stadia der ontwikkeling weer afneemt. 



§2. Bij dergelijke onderzoekingen is het gebruik van direct, ge- 

 meten parallaxen als maat voor den afstand door hun gering aantal 

 in 't algemeen uitgesloten. Een andere maatstaf vindt men in de 

 eigen beweging der sterren, waarbij als onderstelling aangenomen 

 wordt, dat de werkelijke lineaire snelheid voor verschillende spectraal- 

 klassen dezelfde is. Deze methode werd in 1892 door W. H. S. Monck 

 toegepast l ) op de Bradley-sterren in den Draper Catalogue. Hij vond 

 de eigen beweging van de B. -sterren 't kleinst, dan volgden die van 

 de A.-sterren; veel grooter is de gemiddelde E. B. van de F.-sterren a ) 

 welke ook die van de G. H. en K-sterren, evenals die der M.-sterren 

 aanmerkelijk overtreft. Hij besloot hieruit, dat deze F.-sterren (de tot 

 het l ste type naderende sterren van het 2 de type) ons het naastbij 



!) Astronomy and Astrophysics XI. pag. 874. 



2 ) Hij noemt deze ten onrechte aldoor ,,Capellan stars" omdat in den Dr. Cat. 

 Capella F. genoemd wordt, hoewel zij eigenlijk bij de zon en de G.-sterren behoort. 



