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Diverses remarques se dégag^ent de l'examen de ce Tableau : 



1° Les températures effectives des étoiles suivent dans les grandes lignes 

 l'ordre de la classification de Harvard comme celles que l'un de nous avait 

 publiées antérieurement. Rappelons, à ce propos, que l'erreur probable 

 relative à ces nombres est proportionnelle à la température effective indiquée 

 et de l'ordre de 8 pour loo dans le cas d'une température effective de 5ooo°. 



2° Il est fort remarquable que les valeurs de «Y»- suivent qualitativement 

 et quantitativement la même marche que celle du « color-index » déterminé 

 par King. Les écarts individuels n'ont aucun caractère systématique et ne 

 sont pas supérieurs à ceux des» color-index » déterminés en partant de cata- 

 logues photométriques différents, ou en partant de méthodes de photomé- 

 trie photographiques variéeSa C'est ainsi que les « color-index », déterminés 

 par Schwarzschild, King, Parkhurst, etc., ne diffèrent pas plus de nos 

 valeurs de dg qu'ils ne diffèrent entre eux. 



Il s'ensuit que la valeur du « color-index » des étoiles peut être déter- 

 minée au moyen de notre photomètre hétérochromè, ce qui fournit cette 

 donnée par le moyen de deux mesures homogènes évitant toutes les causes 

 d'erreur et d'incertitude que comporte habituellement la comparaison 

 d'une grandeur déterminée séparément par la vision et par la photo- 

 graphie. 



A l'heure où le « color index » paraît de plus en plus destiné à fournir 

 des données sur l'état physique des étoiles, leur grandeur absolue, leurs pa- 

 rallaxes, etc.(*), le photomètre stellaire hétérochromè fournit une méthode 

 particulièrement simple pour étudier cette donnée. Rappelons d'ailleurs 

 que, avec l'objectif du petit coudé quia 27^^'" de diamètre, nous pouvons 

 pousser les déterminations jusqu'à la 7** grandeur. Avec le télescope de 

 100 pouces du Mont Wilson, la méthode pourrait être appliquée jusqu'aux 

 étoiles de 12'' grandeur. 



3° Si l'étude de la répartition de l'intensité dans les spectres stellaires 

 comporte toutes les incertitudes de double détermination non homogène, 

 lorsque l'on compare les grandeurs visuelles et les grandeurs photogra- 

 phiques, comme on le fait habituellement, en revanche, cet inconvénient est 

 beaucoup moindre lorsqu'on opère, comme l'a fait Rosenberg (-), par une 

 méthode uniquement photographique, en mesurant les noircissements de 



(') Voir notamment F. -H. Seakes, Prof, of ihe National Academy of Sciences, 

 Washington, vol. 5, 1919, p. 232-q38. 

 (2) A.N., 4628. 



