(103) 



Over 't geheel zijn de getallen van Hertzsprung wat grooter, wat 

 daaruit licht te verklaren is, dat een aantal parallaxen, op grond 

 van groote E. B. gemeten, boven het gemiddelde zullen zijn. In elk 

 geval blijkt hier voldoende, dat ook de direct gemeten parallaxen 

 de stijging van de lichtkracht voorbij klasse XIV duidelijk aanwijzen, 

 en dat dus voor het aannemen van een gemeenschappelijke beweging- 

 met de zon voor de verdere groepen niet de minste grond bestaat. 



Het is dus niet te betwijfelen, dat de K en M sterren grooter 

 lichtkracht hebben dan de F en G sterren. Monck leidt daaruit af, 

 dat zij een grooter lichtuitstralend vermogen hebben, daar uit de 

 dubbelsterren een over het geheel gelijke massa volgt. 



Dat dit laatste uit de dubbelsterren niet kan afgeleid worden, zal 

 hieronder blijken. Bovendien is Monck's conclusie omtrent het grooter 

 lichtuitstralend vermogen der K en M sterren niet aan te nemen. 

 Dit vermogen hangt bij gloeiende lichamen af van de temperatuur 

 der uitstralende lagen en van de atmospherische absorpties. Bij de 

 onverzwakte straling gaat een grooter uitstraling gepaard met blauwer 

 licht, (want het maximum der uitstraling wordt naar kleiner golf- 

 lengten verschoven}, omdat beide een gevolg van hooger temperatuur 

 zijn. De algemeene absorptie door een atmospheer is ook het grootst 

 voor kleinere gofiengten, zoodat een percentsgewijs geringere over- 

 blijvende straling met een roodere kleur gepaard gaat. Er is daarom 

 niet aan te twijfelen, dat een roodere kleur in elk geval met een 

 geringer lichtuitstraling per eenheid van oppervlak correspondeert. 



Dan blijft er slechts één verklaringswijze over: de K en M sterren 

 (de roodere 2 de type sterren als Arcturus en liet 3* type) bezitten 

 door elkaar aanmerkelijk grooter oppervlak en volume, dan de overige 

 2 de type sterren van de klassen F en G. Deze uitkomst is in strijd 

 met de gangbare voorstelling van de ontwikkeling der sterren, volgens 

 welke uit de geelwitte F en Gr sterren door verdere inkrimping en 

 afkoeling de roodere K en dan de M sterren ontstaan. 



§ 6. Vraagt men nu naar de nadere gesteldheid dezer sterren, 

 dan lijkt het niet zeer aannemelijk, dat zij een bijzonder kleine 

 dichtheid hebben; de lage temperatuur, de sterk absorbeerende dam- 

 pen wijzen op een sterk gecondenseerd stadium. Eer laten deze 

 omstandigheden een grooter dichtheid verwachten (t. o. v. de F en 

 G sterren) dan een kleiner. Uit de grooter volumina volgt dan, dat 

 de K en M sterren aanmerkelijk grooter massa's hebben, dan de F 

 en G's. Deze uitkomst is nog merkwaardiger in verband met het 

 boven gevondene omtrent hun grooter gemiddelde snelheid. Wanneer 

 de sterren van ons sterrestelsel in dien zin een groep vormen, dat 



