( 96  ) 
eenvolgens  al  deze  aaneensluitende  ontwikkelingsvormen.  Zij  begint 
dan  als  een  uiterst  ijle  gasmassa,  die  door  inkrimping  in  temperatuur 
stijgt,  een  maximum  van  temperatuur  bereikt,  en  vervolgens 
onder  verdere  inkrimping  weer  in  temperatuur  afneemt.  Vóór  het 
temperatuurmaximum  bereikt  wordt,  vindt  een  maximum  van  licht- 
uitstraling  plaats ; voorbij  het  temperatuurmaximum  neemt  door 
samenwerking  van  beide  oorzaken,  temperatuurdaling  en  verkleining 
van  volume,  de  lichtkracht  snel  af.  Dat  de  tjpe  sterren  heeter 
zijn,  dan  de  2*^®,  staat,  blijkens  de  wittere  kleur,  wel  vast;  of  het 
temperatuurmaximum  hier,  of  bij  de  Orionsterren  ligt  is  echter 
onzeker. 
De  hier  vermelde  ontwikkelingsgang  van  een  ijle  gasmassa  tot 
een  dicht ' en  koud  lichaam,  met  eerst  stijgende  en  later  weer 
dalende  temperatuur,  is  in  overeenstemming  met  de  physische  wetten. 
Dat  echter  met  de  phasen  van  deze  ontwikkeling  de  verschil- 
lende spectraaltypen  overeenstemmen,  is  slechts  een  hypothese,  een 
meer  of  minder  waarschijnlijk  vermoeden ; want  een  werkelijke 
overgang  van  een  ster  van  het  eene  naar  het  andere  type  is  nog 
niet  waargenomen.  Indirect  laat  zich  dat  vermoeden  op  de  proef 
stellen  door  een  onderzoek  van  de  lichtkracht  der  sterren.  Bij  de 
geschetste  ontwikkeling  moet  de  lichtkracht  van  eenzelfde  ster  eerst 
stijgen,  daarna  afnemen;  de  gemiddelde  schijnbare  helderheid  der 
sterren,  op  denzelfden  afstand  tot  ons  zonnestelsel  gereduceerd,  moet 
dus  op  die  wijze  met  de  spectraalklasse  wisselen,  dat  zij  daar,  waar 
de  grootste  lichtkracht  heerscht,  een  maximum  heeft  en  in  volgende 
stadia  der  ontwikkeling  weer  afneemt. 
§ 2.  Bij  dergelijke  onderzoekingen  is  het  gebruik  van  direct  ge- 
meten parallaxen  'als  maat  voor  den  afstand  door  hun  gering  aantal 
in  ’t  algemeen  uitgesloten.  Een  andere  maatstaf  vindt  men  in  de 
eigen  beweging  der  sterren,  waarbij  als  onderstelling  aangenomen 
Avordt,  dat  de  werkelijke  lineaire  snelheid  voor  verschillende  spectraal- 
klassen  dezelfde  is.  Deze  methode  werd  in  1892  door  W.  H.  S.  Monck 
toegepast  op  de  Bradley-sterren  in  den  Draper  Catalogue.  Hij  vond 
de  eigen  beweging  van  de  B.-sterren  ’t  kleinst,  dan  volgden  die  van 
de  A.-sterren;  veel  grooter  is  de  gemiddelde  E.  B.  van  de  F.-sterren^) 
welke  ook  die  van  de  G.  H.  en  K-sterren,  evenals  die  der  M.-sterren 
aanmerkelijk  overtreft.  Hij  besloot  hieruit,  dat  deze  F.-sterren  (de  tot 
het  1®^®  type  naderende  sterren  van  het  2*^®  type)  ons  het  naastbij 
1)  Astronomy  and  Astrophysics  XI.  pag.  874. 
2)  Hij  noemt  deze  ten  onrechte  aldoor  ,,Gapellan  stars”  omdat  in  den  Dr.  Gat. 
Gapella  F.  genoemd  wordt,  hoewel  zij  eigenlijk  bij  de  zon  en  de  G.-sterren  behoort. 
