( 217  ) 
op  geel  van  1 587  aanloopt,  maar  gaandeweg,  naarmate  de  kleur 
verzadigder  wordt,  naar  het  rood  ombuigt,  en  met  licht  van  grooter 
golflengte  in  steeds  stijgende  verzadiging  o\'ereenkomt.  Bij  stijgende 
temperatuur  daarentegen  loopt  de  kleurlijn  van  wit  naar  de  tegen- 
overliggende zijde,  naar  blauw  van  466. 
Aangezien  de  kleuren,  die  uit  wit  licbt  door  verschillende  graden 
van  atmospherische  absorbtie  ontstaan,  ook  nagenoeg  deze  zelfde 
lijn  volgen,  mag  men  verwachten,  dat  de  kleuren  der  zelflichtende 
hemellichamen  in  het  algemeen  op  deze  gloeiingslijn  of  er  dichtbij 
liggen;  op  deze  lijn  worden  zij  dan  door  één  coordinate,  één  getal, 
bepaald.  Dit  maakt  begrijpelijk,  eenerzijds  waarom  de  aanduiding 
door  letters  en  woorden,  of  de  meting  met  Zöli.ner’s  colorimeter, 
die  geheel  andere  kleuren  voortbrengt,  zoo  weinig  resultaat  heeft 
opgeleverd,  anderzijds,  waarom  de  schaal  van  Schmidt,  die  de  kleuren 
door  één  serie  van  cijfers  aanduidt,  waarbij  0 wit,  4 geel,  10  rood 
heet,  in  de  praktijk  de  meeste  goede  uitkomsten  heeft  opgeleverd. 
Naar  deze  methode  is  ook  de  beste  en  volledigste  lijst  van  sterkleuren 
vervaardigd,  die  H.  Osthoff  te  Keulen  in  de  A.  N.  Bd.  153  (Nr. 
3657 58)  in  1900  publiceerde.  Deze  lijst,  waarin  de  kleuren  van 
alle  sterren  tot  de  5'^®  grootte  tot  op  een  tiende  kleurklasse  is  aan- 
gegeven, als  vrucht  van  systematische  schattingen  gedurende  14  jaren, 
stelt  ons  in  staat,  de  betrekking  tusschen  spectrum  en  kleur  nauw- 
keurig vast  te  stellen. 
In  een  vorige  mededeeling ")  is  er  op  gewezen,  dat  wij  niet  weten, 
waar  ergens  in  de  opeenvolgende  reeks  van  spectra  van  het  Oriontype 
en  het  eerste  type  de  hoogste  temperatuur,  of  in  elk  geval  het  grootste 
lichtuitstralend  vermogen  te  vinden  is.  Men  mag  aanneraen,  dat  het 
daar  is,  waar  de  kleur  het  witst  is ; spectraalphotometrische  metingen, 
waarnaar  in  die  mededeeling  verwezen  werd,  ontbreken  tot  nog  toe, 
maar  voor  dit  doel  kunnen  zij  zeer  goed  door  kleurschattingen  ver- 
vangen worden;  dit  is  de  reden  voor  het  onderzoek,  waarvan  de 
resultaten  hier  volgen. 
Het  spreekt  vanzelf,  dat,  waar  een  zoo  ver  mogelijk  in  onderdeelen 
gaande  specificatie  der  spectra  noodig  was,  om  als  argument  voor  de 
kleur  te  dienen,  de  klassen  van  Maury  ook  hier  gebruikt  werden. 
Om  voor  elke  klasse  een  gemiddelde  kleur  op  te  kunnen  maken, 
moeten  echter  de  waargenomen  kleuren  voor  twee  invloeden  gecor- 
rigeerd worden,  die  ze  wijzigen,  nl.  den  invloed  van  de  helderheid, 
en  dien  van  de  hoogte  boven  den  horizon.  Quantitatief  is  over  het 
bedrag  dezer  invloeden  niets  bekend;  proefnemingen  van  Osthoff 
1)  De  lichtkracht  van  sterren  van  verschillend  spectraaltype.  Zittingsversl.  Dl.  XV 
blz.  94. 
