( 98 ) 



van n°. 9 van de „Publications of the astronomical Laboratory at 

 Groningen", waar voor alle Bradley sterren de componenten r en v 

 van de E. B. met de verdere hulpgrootheden berekend zijn, maakte 

 het gemakkelijk, dit onderzoek uit te voeren. Zijn t en v de com- 

 ponenten der E. B. loodrecht op, en in de richting naar het antapex, 

 en is X de sphaerische afstand ster-apex, dan is voor een groep van 

 sterren 



2 v sin X 

 2 sin 2 X 



de parallactische verschuiving, d. i. de snelheid van het zonnestelsel, 

 gedeeld door een gemiddelden afstand der groep. Het gemiddelde 



1 

 van de andere component© - 2 x is bij toevallige verdeeling der rich- 

 tingen gelijk aan de helft van de gemiddelde lineaire snelheid, 

 gedeeld door den afstand. 



De verschillende groepen hebben nu nog een verschillende ge- 

 middelde grootte. Daar het hier om conclusies omtrent de lichtkracht 

 te doen is, en grootte en E. B. beide van den afstand afhankelijk 

 zijn, werd de berekening ook uitgevoerd na reductie op grootte 4.0; 

 d. w. z. elke ster werd vervangen gedacht door een, die in snelheid 

 en lichtkracht aan de werkelijke volkomen gelijk is, maar op zulk 

 een afstand geplaatst is, dat haar schijnbare grootte 4.0 is. Noemt 

 men de verhouding, waarin de E. B. daarbij vergroot wordt 



p = 100-2 (™—i) 



dan wordt dus 



2 pv sin X 2 pr 



?4.o = „ . „ - en t 4 .o = • 



Jt sur X n 



Bij deze berekening werden de klassen van Maüry als basis genomen. 

 Uitgesloten werd 61 Cvgni, omdat deze ver buiten de maat van 

 alle andere valt, terwijl in plaats van de groep van den Grooten 

 Beer QSytfsS) maar één ster (e) genomen is. In de volgende tabel 

 (zie p. 99) zijn de uitkomsten van beide berekeningen samengesteld. 



In beide reeksen van uitkomsten treedt het door Monck en Hertz- 

 sprüng gevonden verschijnsel duidelijk op. Wij hebben echter niet 

 deze getallen t 40 en ^ 40 gebruikt, maar ze eerst nog gewijzigd, 

 omdat eerst na afloop dezer berekening de opmerking van Hertzsprdng 

 ons ter kennis kwam, dat de bovenvermelde c-sterren zich geheel 

 afzonderlijk gedragen; hun E. B. en parallaxe zijn 'zooveel kleiner 

 dan die der a-sterren van dezelfde klassen, dat ze als een geheel aparte 

 groep met veel grooter licktkrackt en afstand moeten beschouwd 



