hd 
uiterlijke kenteekenen uitging, daarbij deze 4 typen in verband 
brengende met de kleur der sterren, vond Sreccur toch spoedig 
de afhankelijkheid der typen van den physischen toestand der 
waargenomen sterren, en wel in hoofdzaak van hunne tem- 
peratuur. Zijae verdeeling was: 
Type L. Witte en blauwe sterren. Hooge temperatuur. 
Weinig en zwakke lijnen. 
Type IL. Gele sterren. Geringere temperatuur. 
ele en fijne lijnen. 
Type HI. Roodachtige sterren. Nog lagere temperatuur. 
Banden aanwezig. 
Type IV. Roode sterren. Zeer lage temperatuur. ek 
breede banden. 
Op deze classificatie is die volgens VoarL en PrickeRING 
gebaseerd; de laatste is in deze ca'alogus gebruikt. 
Het voornaamste verschijnsel in de spectroscopie der sterren 
is wel de verplaatsing der spectraallijnen volgens de wet 
van Dorever. Deze wet, ’t eerst gevonden en toegepast op 
geluidstrillingen, is later toegepast op lichttrillingen. Bij nade- 
ring der lichtbron tot ons zullen de lichtgolven ons vlugger 
na elkander bereiken; bij verwijdering der lichtbron daaren 
tegen langzamer. Het gevolg hiervan is dat bij nadering 
eene schijnbare verkleining der golflengte plaats heeft, in 
t tegenovergesteld geval daarentegen eene vergrooting der 
_ golflengte. Dus bij nadering der ster zal eene verschuiving 
der spectraallijnen naar ‘t violette, bij verwijdering der ster 
eene verschuiving der lijnen naar ’t roode einde van het 
spectrum plaats hebben. | 
Uit de verp'aatsing der spectraallijnen in het spectrum 
van een ster kan men hare radiale snelheid afleiden. De eerste 
proeven hieromtrent waren die van Huaarms en Voen. 
Doch de grootste stoot, die aan dit onderzoek en hare verdere 
uitbreiding werd gegeven, is te danken aan de A van 
de photografie ter vastlegging van het spectrum. 
Bij nadering der ster tot de zon wordt de snelheid nega- 
tief (—) en bij verwijdering positief (+) aangegeven. 
