( 108  ) 
Groep  XII— XIV  a (F— G) 
Groep  XII— XIV  ac 
a Ursae  min.  0.00001 
? Geminorum  0.0023 
Aquilae  0.0029 
ó Cepliei  0.0031 
ZoJisty  pe 
a Aurig'ae  0.185 
X Draconis  0.120 
(W  Sagittarii  0.005) 
(X  Sagittarii  0.001) 
t Pegasi  0.117 
'tl  Pegasi  0.234 
Groep  XV  (K) 
Herculis  0.061 
De  K sterren  vinden  hier  maar  één  vertegenwoordiger,  en  daar- 
door levert  ons  ook  dit  materiaal  niets,  dat  dienen  kan,  de  verkregen 
nitkomsten  omtrent  dit  stertype  op  de  proef  te  stellen.  Toch  biedt 
deze  tabel  aanleiding  tot  eenige  opmerkelijke  conclusies.  Ondanks 
het  kleine  aantal  blijken  hier  de  Orionsterren  de  andere  duidelijk 
in  massa  te  overtreffen,  terwijl  de  Siriussterren  ook  wat  gróoter 
massa  dan  de  zonnesterren  schijnen  te  hebben.  Bijzonder  opvallend 
is  echter  de  geringe  massa  der  tot  a naderende  c-sterren.  De  c-sterren 
vereenigen  dus  in  zich  een  zeer  gr  o ote  lichtkracht  en  een  zeer  kleine  massa, 
dus  moet  hun  dichtheid  huitengeiooon  geidng  zijn.  Wanneer  het  meer 
dan  toeval  is,  dat  de  drie  regelmatig  veranderlijke  sterren  van  korte 
periode,  die  bij  Maury  voorkomen,  juist  alle  c kenmerken  hebben, 
en  er  dus  een  wezenlijk  verband  tusschen  deze  spectraaleigenaardig- 
heid  en  de  veranderlijkheid  bestaat,  is  er  reden,  ook  W en  X Sagittarii, 
die  eveneens  kleine  waarden  opleveren,  bij  die  groep  te  rekenen; 
zooals  reeds  opgemerkt  werd,  is  bij  de  Zuidelijke  sterren  niet  op  het 
onderscheid  tusschen  a en  c sterren  gelet.  ^) 
Men  mag  verwachten,  dat  binnen  enkele  jaren  onze  kennis  van  de 
loopbanen  der  spectroskopische  dubbelsterren  zeer  zal  toegenomen 
zijn.  Dan  zal  het  mogelijk  zijn,  conclusies  als  de  hier  gevondene-uit 
een  veel  grooter  materiaal  af  te  leiden,  en  ook  over  de  gemiddelde 
massa  der  K sterren  tot  eenige  zekerheid  te  komen.  Wat  het  laatste 
betreft,  blijkt  uit  onze  uitkomsten  in  elk  geval  de  noodzakelijkheid, 
bij  onderzoekingen  over  sterverdeeling  en  sterbeweging  het  2*^®  type 
niet  als  één  geheel  te  beschouwen,  maar  altijd  de  F en  G sterren 
afzonderlijk  te  houden  van  de  roodere  K sterren. 
b In  dit  verband  mag  tevens  vermeld  worden,  dat  schrijver  dezes  in  1891  een 
veranderlijkheid  van  « Ursae  minoris  in  eene  periode  van  iets  minder  dan  4 dagen 
meende  te  vinden.  De  geringe  amplitudo  en  de  groote  invloed,  die  vooropgevatte 
meeningen  bij  helderheidssohattingen  naar  Argelanders  methode  bij  een  korte 
periode  van  haast  een  vol  aantal  dagen  uitoefenen,  maakte  het  onmogelijk  tot 
zekerheid  in  positieven  of  negatieven  zin  te  komen.  Gampbells  ontdekking,  dat  zij 
een  spectroskopische  dubbelster  met  een  periode  van  3*^  23“  14™  is,  doet  vermoeden, 
dat  het  niet  geheel  een  illusie  is  geweest. 
