( 101  ) 
Spectr 
Maüey 
u m 
Dr.  Gat. 
Typische 
ster 
n 
"^4.0 
^4.0 
’^4.0 
L voor 
2=0".  10 
2t/^ 
I— III 
B 
£ Orionis 
32 
II 
0.005*> 
// 
0 014 
// 
0.0033 
51 
0.8 
IV— V 
B— A 
V Orionis 
45 
0.013 
0.036 
0.0086 
7.7 
0.7 
VI— VIII 
A 
Sirius 
87 
0.040 
0.063 
0.015 
2.5 
1.3 
IX -XII 
F 
Procyon 
86 
0.101 
0.141 
0.034 
0.50 
1.4 
XIII— XIV 
G 
Capella 
59 
0.182 
0.224 
0.053 
0.20 
1.6 
XV 
K 
Arcturus 
101 
0.120 
0.096 
0.023 
1.1 
2.5 
XVI— XX 
M 
Betelgeuze 
61 
0.050 
0.061 
0.015 
2.7 
1.6 
§ 4.  Conclusies  uit  deze  tabel.  De  getallen  uit  de  laatste  kolom 
zijn  niet  constant,  maar  vertoonen  een  verloop.  De  gemiddelde  line- 
aire snelheid  is  dus  niet  voor  alle  stersoorten  constant,  maar  neemt 
toe,  naarmate  men  in  de  spectrumreeks  hij  verdere  onttoikhelingsstadia 
komt.  (Of  de  daling  voor  het  3'^'^  type,  klasse  M,  reëel  is,  moeten 
wij  voorloopig  in  het  midden  laten).  Dat  de  lineaire  snelheid  der 
Orionsterren  klein  is,  was  reeds  bekend  en  blijkt  ook  uit  de  radiale 
snelheden.  Terwijl  Campbell  voor  de  snelheid  van  het  zonnestelsel 
19.9  KM.  vond,  en  voor  de  gemiddelde  snelheid  van  alle  sterren 
34  KM.,  vonden  Frost  en  Adams  uit  de  door  hen  gemeten  radiale 
snelheden  van  20  Orionsterren,  na  correctie  voor  zonsbeweging  als 
gemiddelde  7.0  KM.  j,  dus  ware  gemiddelde  snelheid  in  de  ruimte 
14  KM.,  waaruit  de  verhouding  0.7  voor  2t/^  volgt.  De  Orionsterren 
zijn  dus  de  bijzonder  langzaam  loopende,  de  Arctnrussterren  (klasse 
XV)  de  snelst  loopende  sterren. 
§ 5.  Beschouwt  men  nu  de  waarden  van  q4_o  of  de  daaruit  af- 
geleide van  jt4.o  of  Lo.io,  dan  blijkt,  dat  bij  voortschrijden  in  de 
ontwikkelingsreeks  van  de  vroegste  Orionsterren  tot  het  Capella-  en 
zonstype  O de  lichtkracht  voortdurend  afneemt.  Dat  de  q voor  het 
tweede  type  in  zijn  geheel  grooter  is,  dan  voor  het  eerste  (inch  de 
Orionsterren),  was  reeds  lang  bekend;  Kapteyn  heeft  indertijd  uit 
het  geheele  Bradley-Draper  materiaal  afgeleid,  dat  door  elkaar  de 
2^®  type  sterren  (F  ö K)  2,7  keer  zoo  dichtbij,  en  dus  7 keer  zoo 
lichtzwak  zijn,  als  de  eerste-type  sterren  (A  en  B).  Deze  uitkomst 
is  geheel  in  overeenstemming  met  de  gewone  ontwikkelingsleer, 
volgens  Avelke  uit  1®*^®  type  sterren  door  inkrimping  en  afkoeling 
het  2^^®  type  moet  ontstaan. 
h Publications  Yerkes  Observatory.  Vol.  II.  pag.  105. 
