( 217 ) 



op geel van X 587 aanloopt, maar gaandeweg, naarmate de kleur 

 verzadigder wordt, naar het rood ombuigt, en met licht van grooter 

 golflengte in steeds stijgende verzadiging overeenkomt. Bij stijgende 

 temperatuur daarentegen loopt de kleurlijn van wit naar de tegen- 

 overliggende zijde, naar blauw van 1 466. 



Aangezien de kleuren, die uit wit licht door verschillende graden 

 van atmospherische absorbtie ontstaan, ook nagenoeg deze zelfde 

 lijn volgen, mag men verwachten, dat de kleuren der zelflichtende 

 hemellichamen in het algemeen op deze gloeiingslijn of er dichtbij 

 liggen ; op deze lijn worden zij dan door één coordinate, één getal, 

 bepaald. Dit maakt begrijpelijk, eenerzijds waarom de aanduiding- 

 door letters en woorden, of de meting met Zöllner's colorimeter, 

 die geheel andere kleuren voortbrengt, zoo weinig resultaat heeft 

 opgeleverd, anderzijds, waarom de schaal van Schmidt, die de kleuren 

 door één serie van cijfers aanduidt, waarbij wit, 4 geel, 10 rood 

 heet, in de praktijk de meeste goede uitkomsten heeft opgeleverd. 

 Naar deze methode is ook de beste en volledigste lijst van sterkleuren 

 vervaardigd, die H. Osthoff te Keulen in de A. N. Bd. 153 (Nr. 

 3657 — 58) in 1900 publiceerde. Deze lijst, waarin de kleuren van 

 alle sterren tot de 5 de grootte tot op een tiende kleurklasse is aan- 

 gegeven, als vrucht van systematische schattingen gedurende 14 jaren, 

 stelt ons in staat, de betrekking tusschen spectrum en kleur nauw- 

 keurig vast te stellen. 



In een vorige mededeeling l ) is er op gewezen, dat wij niet weten, 

 waar ergens in de opeenvolgende reeks van spectra van het Oriontype 

 en het eerste type de hoogste temperatuur, of in elk geval het grootste 

 lichtuitstralend vermogen te vinden is. Men mag aannemen, dat het 

 daar is, waar de kleur het witst is ; spectraalphotometrische metingen, 

 waarnaar in die mededeeling verwezen werd, ontbreken tot nog toe, 

 maar voor dit doel kunnen zij zeer goed door kleurschattingen ver- 

 vangen worden; dit is de reden voor het onderzoek, waarvan de 

 resultaten hier volgen. 



Het spreekt vanzelf, dat, waar een zoo ver mogelijk in onderdeden 

 gaande specificatie der spectra noodig was, om als argument voor de 

 kleur te dienen, de klassen van Maury ook hier gebruikt werden. 

 Om voor elke klasse een gemiddelde kleur op te kunnen maken, 

 moeten echter de waargenomen kleuren voor twee invloeden gecor- 

 rigeerd worden, die ze wijzigen, nl. den invloed van de helderheid, 

 en dien van de hoogte boven den horizon. Quantitatief is over het 

 bedrag dezer invloeden niets bekend ; proefnemingen van Osthoff 



x ) De lichtkraeht van sterren van verschillend specf.raaltype. Zittingsversl. Dl. XV 

 blz. 94. 



