22

DE LAATSTE TWINTIG JAREN ASTROPHYSICA.

atoom. Het spectrum bestaat slechts nog uit de lijnen van atomen met zeer groote overmaat aan energie. De spectra van zulke sterren vertoonen de lijnen van het geïoniseerde helium, van de tweevoudig en drievoudig geïoniseerde zuurstof, van stikstof en enkele andere elementen; ze zijn dus heel eenvoudig. Men zou zich zelfs een ster kunnen voorstellen, die zoo hooge temperatuur heeft, dat ze, tenminste in het deel van het spectrum, dat waargenomen kan worden, in het geheel geen lijnen meer doet zien. De temperatuur van sterren, welke de hoogste temperatuur bezitten, ligt zeker boven 30.000 graden en reikt misschien tot 100.000 graden. Eerst bij iets lagere temperatuur dan deze sterren bezitten, verschijnen de lijnen van het normale helium, bij nog lagere temperatuur de lijnen der geïoniseerde metalen, zooals ijzer, calcium, enz., tenslotte ook die van de neutrale atomen van deze elementen. Daardoor zijn de spectra van de sterren met lagere temperatuur, zooals de zon, Arcturus en Betelgeuze, waarvan de temperaturen 3000 tot 6000 graden bedragen, van buitengewoon samengestelden aard en zeer rijk aan lijnen; ijzer alleen al bezit ongeveer 2000 lijnen in het voor de waarneming bereikbare deel van het spectrum. Waterstof is het eenige element, waarvan de lijnen in bijna geen enkel spectrum ontbreken en dat ons ook daardoor zijn uitgestrekte verbreiding in het heelal toont.

Wanneer de druk en de temperatuur bekend zijn, kan men den graad van ionisatie van een gas tamelijk nauwkeurig berekenen. Zooals wij reeds weten, kan men de temperatuur van het oppervlak der zon en die van de sterren uit hun kleur en nog nauwkeuriger uit de lichtverdeeling in het continue spectrum bepalen. Verder geeft ons de intensiteit der vonklijnen een aanknoopingspunt om den druk te schatten. Men vindt op deze wijze, dat de druk in de atmosfeer der zon slechts ongeveer één duizendste gedeelte is van den druk van de atmosfeer der aarde. De hoeveelheid gas, die de zonneatmosfeer bevat, is dus buitengewoon gering. Deze gevolgtrekking wordt ook door de waarneming bevestigd, die in het laboratorium gedaan kan worden, waarbij blijkt, dat een slechts eenige centimeters dikke laag metaaldampen reeds sterkere absorptielijnen teweeg brengt, dan men in de zonne-