( 103  ) 
Over  ’t  geheel  zijii  de  getallen  van  Hertzsprung  wat  grooter,  wat 
daaruit  licht  te  verklaren  is,  dat  een  aantal  parallaxen,  op  grond 
van  groote  E.  B.  gemeten,  boven  het  gemiddelde  zullen  zijn.  In  elk 
geval  blijkt  hier  voldoende,  dat  ook  de  direct  gemeten  parallaxen 
de  stijging  van  de  lichtkracht  voorbij  klasse  XIV  duidelijk  aanwijzen, 
en  dat  dus  voor  het  aannemen  van  een  gemeenschappelijke  beweging 
met  de  zon  voor  de  verdere  groepen  niet  de  minste  grond  bestaat. 
Het  is  dus  niet  te  betwijfelen,  dat  de  K en  M sterren  grooter 
lichtkracht  hebben  dan  de  F en  Gr  sterren.  Monck  leidt  daaruit  af, 
dat  zij  een  grooter  lichtuitstralend  vermogen  hebben,  daar  uit  de 
dubbelsterren  een  over  het  geheel  gelijke  massa  volgt. 
Dat  dit  laatste  uit  de  dubbelsterren  niet  kan  afgeleid  worden,  zal 
hieronder  blijken.  Bovendien  is  Monck’s  conclusie  omtrent  het  grooter 
lichtuitstralend  vermogen  der  K en  M sterren  niet  aan  te  nemen. 
Dit  vermogen  hangt  bij  gloeiende  lichamen  af  van  de  temperatuur 
der  uitstralende  lagen  en  van  de  atmospherische  absorpties.  Bij  de 
onverzwakte  straling  gaat  een  grooter  uitstraling  gepaard  met  blauwer 
licht,  (want  het  maximum  der  uitstraling  wordt  naar  kleiner  golf- 
lengten verschoven},  omdat  beide  een  gevolg  van  hooger  temperatuur 
zijn.  De  algemeene  absorptie  door  een  atmospheer  is  ook  het  grootst 
voor  kleinere  goflengten,  zoodat  een  i)ercentsgewijs  geringere  over- 
blijvende straling  met  een  roodere  kleur  gepaard  gaat.  Er  is  daarom 
niet  aan  te  twijfelen,  dat  een  roodere  kleur  in  elk  geval  met  een 
geringer  lichtuitstraling  per  eenheid  van  oppervlak  correspondeert. 
Dan  blijft  er  slechts  één  verklaringswijze  over : de  K en  M sterren 
(de  roodere  2^^®  type  sterren  als  Arctnrus  en  het  3'^®  typ^)  hezitten 
door  elkaar  aanmerkelijk  (jrooter  oppervlak  en  volume,  dan  de  overige 
type  sterren  van  de  klassen  F en  G.  Deze  uitkomst  is  in  strijd 
met  de  gangbare  voorstelling  van  de  ontwikkeling  der  sterren,  volgens 
welke  uit  de  geelwitte  F en  G sterren  door  verdere  inkrimping  en 
afkoeling  de  roodere  K en  dan  de  M sterren  ontstaan. 
§ 6.  Vraagt  men  nu  naar  de  nadere  gesteldheid  dezer  sterren, 
dan  lijkt  het  niet  zeer  aannemelijk,  dat  zij  een  bijzonder  kleine 
dichtheid  hebben;  de  lage  temperatuur,  de  sterk  absorbeerende  dam- 
pen wijzen  op  een  sterk  gecondenseerd  stadium.  Eer  laten  deze 
omstandigheden  een  grooter  dichtheid  verwachten  (t.  o.  v.  de  F en 
G sterren)  dan  een  kleiner.  Uit  de  grooter  volumina  volgt  dan,  dat 
de  K en  M sterren  aanmerkelijk  grooter  massa’s  hebben,  dan  de  F 
en  G’s.  Deze  uitkomst  is  nog  merkwaardiger  in  verband  met  het 
boven  gevondene  omtrent  hun  grooter  gemiddelde  snelheid.  Wanneer 
de  sterren  van  ons  sterrestelsel  in  dien  zin  een  groep  vormen,  dat 
