( 101 ) 



Spectrum 

 Maury j Dr. Cat. 



Typische 

 ster 



n 



7 4.0 



h.o 



"4.0 



L voor 

 ? =0".10 



2t/ 9 



I— III 



B 



s Orionis 



32 



0.005 5 



" 



014 



u 



0.0033 



51 



0.8 



IV— V 



B— A 



V Orionis 



45 



0.013 



0.036 



0.0086 



7.7 



0.7 



VI— VIII 



A 



Sirius 



87 



0.040 



0.063 



0.015 



2.5 



1.3 



IX— XII 



F 



Procyon 



86 



0.10-1 



0.141 



0.034 



0.50 



1.4 



XIII— XIV 



G 



Capella 



59 



0.182 



0.224 



0.053 



0.20 



1.6 



XV 



K 



Arcturus 



101 



0.120 



0.096 



0.023 



1.1 



2.5 



XVI— XX 



M 



Betelgeuze 



61 



0.050 



0.061 



0.015 



2.7 



1.6 



§ 4. Conclusies uit deze tabel. De getallen uit de laatste kolom 

 zijn niet constant, maar vertoonen een verloop. De gemiddelde line- 

 aire snelheid is dus niet voor alle stersoorten constant, maar neemt 

 toe, naarmate men in de spectrumreeks bij verdere ontwikkelingsstadia 

 komt. (Of de daling voor het 3 de type, klasse M, reëel is, moeten 

 wij voorloopig in het midden laten). Dat de lineaire snelheid der 

 Orionsterren klein is, was reeds bekend en blijkt ook uit de radiale 

 snelheden. Terwijl Campbell voor de snelheid van het zonnestelsel 

 19.9 KM. vond, en voor de gemiddelde snelheid van alle sterren 

 34 KM., vonden Frost en Adams uit de door hen gemeten radiale 

 snelheden van 20 Orionsterren, na correctie voor zonsbeweging als 

 gemiddelde 7.0 KM. l ), dus ware gemiddelde snelheid in de ruimte 

 14 KM., waaruit de verhouding 0.7 voor 2r/q volgt. De Orionsterren 

 zijn dus de bijzonder langzaam loopende, de Arcturussterren (klasse 

 XV) de snelst loopende sterren. 



§ 5. Beschouwt men nu de waarden van q 4 ,o of de daaruit af- 

 geleide van jtj.o of Zo.io, dan blijkt, dat bij voortschrijden in de 

 ontwikkelingsreeks van de vroegste Orionsterren tot liet Capella- en 

 zonstvpe O de lichtkracht voortdurend afneemt. Dat de q voor het 

 tweede type in zijn geheel grooter is, dan voor het eerste (inci. de 

 Orionsterren), was reeds lang bekend ; Kapteyn heeft indertijd uit 

 het geheele Bradley-Draper materiaal afgeleid, dat door elkaar de 

 2 de type sterren (F Ö K) 2,7 keer zoo dichtbij, en dus 7 keer zoo 

 lichtzwak zijn, als de eerste-type sterren (A en B). Deze uitkomst 

 is geheel in overeenstemming met de gewone ontwikkelingsleer, 

 volgens welke uit l ste type sterren door inkrimping en afkoeling 

 het 2 de type moet ontstaan. 



: ) Publications Yerkes Observatory. Vol. II. pag. 105. 



