499 
wijzing voor zulk een geringe dichtheid iigi echter in het feit, dat 
na een daling van 4 grootteklassen het spectrum in de minima der 
lichtschommelingen steeds meer het karakter van een iievelvlekken- 
spectrum kreeg, en nóg eenige maanden later de stei- een nevelvlek 
was geworden. In dit stadium is de dichtheid zoo gering gewordeii. 
dat de zichtbare emissie van het geheele lichaam tot de achterste 
lagen uitgaat en toch slechts een geringe vlaktehelderheid geeft; 
dat deze toestand optreedt, als de ex[)ansiefactor misschien 10 of 20 
is geworden, bewijst, dat ook de oors|)ronkelijke dichtheid reeds 
ver beneden 1 moet zijn geweest. 
III. 
De oorspronkelijke bewegingsvergelijking 1) kan nog zoo ge- 
schreven worden, dat er geen dimensies in voorkomen. 
Wij stellen 
?■ = y.s L = y.r t = <h . . . (lU) 
waarin y een lineaire maat is, ö een tijdsbedi-ag, en .s', ,r, en ^ 
numerieke getallen. Dan worden de vergelijkingen : 
waarin /i een functie van de coordinate is. De functie i-i en de 
constanten «, [3, y die te zamen de bijzondere constitutie en afmeting 
van een sterlichaam bepalen, zijn in de eene coëfficiënt B vereenigd. Het 
verloop van de w met 2 is alleen afhankelijk van deze .5; het geldt 
voor alle lichamen, die dezelfde B hebben. De vergelijkingen (11) 
bepalen alle mogelijke bewegingen, voortgaande, onregelmatige of 
periodieke, die in een kosmische gasmassa kunnen plaats vinden, 
voorzooverre zij enkel functie van r zijn en de gravitatie er bij te 
verwaarloozen is. Zonder deze bewegingen zelve te berekenen, is nu 
uit deze formules een gelijkvormigheidsbetrekking af te leiden, die 
de veranderingen in verschillende sterren met elkaar in samenhang 
brengt. Wanneer voor vei-schillende kosmische gasbollen de verdeeling 
van /3 langs den straal dezelfde is, zal voor hen 
dezelfde functie moeten zijn, mits voor hen B, dus - hetzelfde 
getal is. Wanneer men voor elk een passende tijd- en afstandsschaal 
