SÉANCE DU 6 MARS 1922. 67 1 



qui est anormale et qui, bien que voisine du type solaire par ses raies spectrales, 

 présente une répartition de l'intensité, une température effective roisi/ies de 

 celles des étoiles très c/iàudes à hydrogène. Ce cas est exactement l'opposé de 

 celui de 1 3 Céphée. 



Des comparaisons faites avec la polaire il résulte que si Ton adopte pour 



collo-ti la valeur logp^ — o,844 que nous avons utilisé dans toutes nos 



publications antérieures, les valeurs correspondantes de log ijpour i et 6 



Grande Ourse sont de l'ordre de — 0,9^0 à — 1,000, ce qui diflére peu de 

 la valeur correspondant, d'après nos mesures, à la moyenne des étoiles du 

 type A, et ce qui conduit à attribuer à ces deux étoiles une température 

 effective très certainement supérieure à 10 000". 



Or, d'après son type spectral, l'étoile Grande Ourse (type F8) devrait 

 avoir une répartition de son intensité correspondant à une valeur de 



log-^ voisine de — 0,800 et une température effective de l'ordre de 6000*' 



à 8000°. 



L'anomalie sans précédent que nos observations ont manifestée dans 

 l'rtoile Grande Ourse établit que cette étoile a une « température 

 effective » très élevée, en dépit de caractères qualitatifs de son spectre qui 

 tendraient à lui faire attribuer une température effective relativement 

 basse. 



Ce cas est exactement l'opposé de celui de l'étoile i3 Céphée qui, d'après 

 nos observations quantitatives antérieures {loc. cit.), présente au contraire 

 une « température effective » relativement très basse et très inférieure à 

 celle que les caractères qualitatifs de son spectre tendraient à lui faire 

 attribuer. 



Ces faits démontrent nettement c|ue la correspondance existant entre les 

 caractères spectraux des étoiles et leurs températures effectives ne peut avoir 

 qu'une signification moyenne comportant de nombreuses exceptions indi- 

 viduelles. Cela est compréhensible étant donné que les raies du spectre-ne 

 peuvent fournir des renseignements thermiques- que sur la « couche ren- 

 versante » très voisine des photosphères stellaires, couche entourée elle- 

 même d'une atmosphère plus ou moins absorbante qui modifie plus ou 

 moins la « température effective » de l'étoile et le rayonnement quantitatif 

 qu'elle nous envoie. 



