627 
de leegte zich over vele eenheden in q uitstrekken. Wanneer zulke 
holten zich in de gezichtslijn niet verder uitstrekken dan loodrecht 
daarop, dan beteekent één eenheid in q een zijdelingsche afmeting 
van 26°, twee eenheden in q (dus een leegte van tot 2,51 7 \) 
een zijdelingsche uitbreiding over 50°. Wil men dus een duidelijk 
merkbaar tekort aan sterren (b.v. meer dan 207 o, log ^ / jsi ^ 0,10) 
over een klein gebied (beneden 10°) verklaren door reëele ruimtelijke 
leegten in het sterrenheelal, dan komt men tot de moeilijk aan te 
nemen voorstelling van langgestrekte buisvormige holten, die alle 
juist in de richting van de gezichtslijn liggen. Alleen daar, waarde 
sterren zich niet gelijkmatig langs de gezichtslijn in de ruimte uit- 
strekken, maar tot bepaalde wolken en andere objecten samenballen, 
kunnen ruimtelijke leegten tusschen hen een belangrijke rol in het 
aspect van den Melkweg spelen. 
Houdt men dus vast aan de verklaring door absorptie, maar zonder 
een zoo groote massa, dan zouden de deeltjes, die de verstrooiing 
veroorzaken, nog kleinere massa moeten hebben, dan waterstof- 
moleculen, dus grootendeels vrije electronen moeten zijn. De vraag, 
of er werkelijk absorbtie plaats vindt, zou uit te maken zijn door 
een onderzoek van de kleur der sterren in de ijle gebieden. De 
absorbtie door verstrooiing is omgekeerd evenredig met A", dus moeten 
de sterren achter de gaswolk sterk rood gekleurd worden. Vooreen 
aantal ,,nevelsterren”, sterren die door zichtbare nevelhalos omgeven 
zijn, in Monoceros, Scorpio en Ophiuchus, hebben Spiares en Hübble 
onlangs gevonden '■), dat hun kleur aanmerkelijk rooder is, dan met 
hun spectraaltype overeenstemt, dus dat hun licht door den nevel, 
waar zij doorheen schijnen, verstrooid en verzwakt wordt. Berekent 
men nu, welk deel van de sterren van elke grootteklasse achter de 
gaswolk ligt, wanneer men voor haar afstand weer 160 parsecs 
(^ = 6,05) aanneemt, dan vindt men voor 
OT = 5 6 7 8 9 10 11 12 
0,47, 17, 27, 47, 97, 177, 317, 507, 
Dus eerst bij sterren, zwakker dan de 12'^’® grootte, zal de meer- 
derheid deze roodkleuring door absorbtie moeten vertoonen. Daar 
voor zulke zwakke sterren vergelijking met het spectraaltype moeilijk 
is, zal de roodkleuring niet direct met zekerheid vastgesteld kunnen 
worden ; wellicht zal echter een statistische bepaling van de kleur 
of de effectieve golflengte van de zwakkere klassen een beslissing 
kunnen geven. 
b F. H. Seares and E. P. Hübble. The color of the nebulous stars. Astro- 
physical Journal, 53, 8 (Juli 1920). 
Verslagen der Afdeeling Natuurk. Dl. XXIX. A^. 1920/21. 
41 
