( 95  ) 
staan  en  worden  daarom  ook  0'^®  type  genoemd.  Klasse  F vormt 
den  overgang  naar  het  tweede  type  (Procyon) ; klasse  G is  het  type 
van  de  zon  en  Capella  (hiervan  zijn  de  E sterren  de  onduidelijke  repre- 
sentanten) ; klasse  K omvat  de  roodere  sterren  van  het  2*^®  type,  die 
naar  het  derde  naderen,  zooals  Arctnrns  (hier  rekent  Pickering  de  H 
en  I bij,  als  onduidelijke  representanten).  Het  type  heet  in  de 
Draper  Catalogue  klasse  M. 
De  continuïteit  der  sterspectra  komt  nog  beter  uit  in  de  verdeeling 
die  Miss  A.  Madry  gegeven  heeft.  (Annals  Harv.  Coll.  Obs.  Bd.  28). 
Hier  is  de  hoofdmassa  der  sterspectra  in  20  aansluitende  klassen 
gerangschikt,  waartusschen  nog  overgangen  aangenomen  worden. 
Klasse  I — IV  zijn  de  Orionsterren,  YI  — VHI  het  eerste  type,  IX — XI 
de  overgang  naar  het  2'^®  type,  XHI — XIV  het  zuivere  2^®  type  als 
de  zon,  XV  beantwoordt  aan  de  roodere  Arcturussterren,  XVH — XX 
vormen  het  derde  type.  Bedenkt  men  nu  hierbij  dat  van  klasse  I 
tot  Hl  een  groep  lijnen  uitsterft,  n.1.  de  waterstoflijnen  der  andere 
reeksen,  die  voor  de  Wolf-Rayetsterren  of  zoogenaamde  5®*®  type 
sterren  (by  Vogel  Hè)  karakteristiek  zijn,  zoo  ligt  het  voor  de  hand, 
de  reeks  naar  voren  met  deze  sterren  te  verlengen,  zooals  door 
Miss  Cannon  bij  het  onderzoek  der  zuidelijke  spectra  (H.  C.  O.  Ann, 
Bd.  28)  ook  gedaan  is  ^). 
Een  gedeelte  van  al  deze  sterren  vertoont  een  afwijkende  relatieve 
intensiteit  der  metaallijnen ; Vogel  en  Scheiner  merkten  dit  reeds 
vroeger  by  « Cygni  en  « Persei  op  (Public.  Potsdam  Bd.  7,  2*^®  deel). 
Maury  vond  in  nagenoeg  alle  klassen  van  Hl  tot  XHI  vertegen- 
woordigers van  deze  groep,  waaruit  zij  een  paralelle  reeks  vormde, 
met  HIc — XHIc  aangeduid,  waartegenover  de  hoofdmassa  dan 
a-sterren  heeten. 
Naar  de  meest  gangbare  opvattingen  doorloopt  een  ster  nu  achter- 
B De  karakteristieke  lijnen  der  Wolf-Rayetsterren  zijn,  blijkens  de  resultaten 
van  Campbell  (Astronomy  and  Astrophysics  XIII,  blz.  448)  in  twee  groepen  te 
onderscheiden,  en  naar  de  relatieve  intensiteit  dezer  twee  groepen  zijn  deze  sterren 
in  een  voortloopende  reeks  te  ordenen.  De  eene  groep  wordt  door  de  eerste  bij- 
reeks  en  de  eerste  lijn  van  de  hoofdreeks  van  waterstof  gevormd : H/3'  5414, 
Hy'  4542,  Hl'  4201,  hoofdlijn  4686);  zij  is  het,  die  in  de  klasse  I — III  van  Mauby 
als  donkere  lijnen  voorkomt  en  uitsterft,  en  naar  de  andere  zijde  (klasse  Oe  tot 
Ob  Gannon)  meer  en  meer,  tegelijk  met  de  gewone  H lijnen,  tot  emissielijnen  om- 
keert. De  andere  groep,  die  van  hier  af  t.  o.  v.  de  waterstoflijnen  steeds  sterker 
wordt,  bestaat  uit  breede  banden,  van  onbekenden  oorsprong,  wier  middens,  naar 
Cannon’s  metingen  op  "/Velorum  de  golflengten  5807,  5692,  5594,  5470,  4654, 
4443  hebben.  De  helderste  band  is  4654;  haar  relatieve  intensiteit  t.  o.  v.  de 
H lijn  4689  neemt  in  de  reeks  van  sterren:  4,  47,  5,  48,  42  (nrs.  van  Campbell) 
voortdurend  toe. 
7 
Verslagen  der  Afdeeling  Natuurk.  Dl,  XV.  A®.  1906/7. 
