Sterrespectra - Toen Secchi omstreeks 1860 het eerst den spectroskoop op de sterren richtte, bleek het hem heel spoedig, dat de witte, gele en roode sterren een zeer verschillend spectrum hebben. Secchi onderscheidde vier typen: I. witte sterren, weinig strepen, hoofdzakelijk van waterstof; II. gele sterren, veel strepen, aan allerlei metalen toe te schrijven ; III. oranje sterren, banden, die naar violet toe scherp afbreken ; IV. oranjeroode sterren, banden, die naar rood toe scherp afbreken. De waargenomen strepen en banden zijn, op een enkele uitzondering na, alle donker tegen een lichten achtergrond, en dus volgens de wetten van Kirchhoff door absorptie in de atmosfeer van den sterrebol veroorzaakt. Tot type I behooren ongeveer 52 % der sterren, tot II 47 %, tot III 1 %; type IV is zeldzaam.
Na Secchi zijn er heel veel overgangsvormen bekend geworden, in het bijzonder door den reuzenarbeid der Harvard-sterrewacht, die in 1890 een catalogus van 10.000 st. publiceerde, en kortgeleden het 6de deel van een uit 9 lijvige 4° deelen bestaanden catalogus, die niet minder dan 220.000 st. zal beschrijven. Algemeen gebruikt men thans naast Secchi’s indeeling in typen de door Miss Cannon voorgestelde classificatie naar letters. Ter vergelijking is in de eerste kolom S.’s indeeling in typen bijgevoegd.
Secchij! > cS Karakteristiek Temp.
j B Strepen van waterstof en Helium. 15000» I | A Het Helium verdwijnt; waterstof zeer krachtig; daarnaast Calcium. 10000» 1 F Waterstof wordt zwakker; Calcium zeer krachtig; daarnaast andere metalen. 7000» 11 I G Zonnespectum; het aantal metaallijnen neemt toe. 60000 ( K Steeds meer lijnen; het blauwe deel van het spectrum wordt zwakker. 4000» III M Banden (zie boven), toegeschreven aan Titaniumoxyde. 3000» IV N Banden (zie boven), toegeschreven aan koolstofverbindingen. 2300° Verder zijn er nog allerlei bijzondere st., die in de klassen O P Q R zijn ondergebracht. De rij B A F G K M wordt algemeen als een natuurlijke reeks beschouwd ; omtrent N voelt men zich niet zeker. Het is gelukt schattingen te verkrijgen omtrent de absolute temperatuur, die de sterren der verschillende klassen in haar dampkringen moeten bezitten ; deze zijn in de laatste kolom bijgevoegd. De reeks BAFGKM stelt de achtereenvolgende toestanden voor, die een ster bij haar afkoeling doorloopt. Velen hellen tegenwoordig over tot de meening, dat de reeks bij de evolutie eener ster eerst in de omgekeerde richting doorloopen wordt, zoodat een ster als M begint, zich samentrekkende heeter wordt, ondanks de uitstraling, en achtereenvolgens de st. K G F A B gaat vertoonen.
Zij is nu op haar hoogste temperatuur, koelt vervolgens, zich aldoor samentrekkende, af om weer de reeks A F G K M te doorloopen en daarna langzamerhand uit te dooven. Dit eigenaardige proces kan natuurkundig volkomen bevredigend verklaard worden. Maar niet elke ster behoeft de hoogste trap B te bereiken : sterren van geringe massa brengen het misschien b.v. maar tot F. Waaruit de eerste M-toestand op zijn beurt weer ontstaan is, is onbekend. De ster is nu groot en ijl, in den tweeden M-toestand daarentegen klein en dicht. Men spreekt van groote en kleine sterren en heeft overvloedig bewijsmateriaal gevonden, dat er twee soorten van roode sterren, reuzen en dwergen, inderdaad bestaan.
