SÉANCE DU 26 AVRIL 1909. I081 



près A = 4t>5i^t^, pour une, BU + 36°,3243; A dépasse même 470''''- ^^ 

 l'autre cùtr, les étoiles les plus blanches que j'ai examinées ont, à peu près, 



7 8 9 10 11 t; 



A = 4iii^î^. On voit que l'amplitude de A est assez grande, et qu'on ne 

 peut nullement employer pour toutes les étoiles le même coefficient do 

 réfraction. 



Environ la moitié de mes étoiles se trouvent dans le Catalogue de M. l*ic- 

 kering, Revised Harvard Photometry, 1908. Les valeurs de A semblent suivre 

 assez bien l'échelle des classes spectrales de M. Pickering : B, A, F, G, 

 K, M. En chiffre rond, on aura : 



Spcclre. 



B. V. 



1 \\^VV- \'21\'V- 



'^1ç^v■v■ 



G. 



K. 



[^!^^6v■v■ 



M. 



Les quatre étoiles dont j'ai parlé plus haut appartiennent toutes à la classe N 

 ( lIW>de Yogel). 



Il résulte de ce qui précède qu'on peut distinguer parmi les étoiles deux 

 grandes classes bien marquées : les étoiles blanches ( A = 420'^!^, spectres B 

 et A) et les étoiles jaunes (A = 44o'^^à 410'^'^? spectres K et M). Les quahtés 

 de ces deux classes semblent être bien différentes, et la transition de l'une à 

 l'autre est assez brusque. La longueur d'onde de 430^^*^ (à peu près celle 

 valable pour notre Soleil) constitue la limite entre ces deux classes. Il est 

 int(''ressantque justement les couleurs 4 et 5 et les spectres F et G qui repré- 

 sentent l'état intermédiaire sont relativement assez rares. 



Qu'il me soit permis d'exprimer ici ma profonde reconnaissance à M. Des- 

 landres, qui a bien voulu mettre à ma disposition les instruments néces- 

 saires, et à M. Rabourdin qui m'a assisté dans mes observations au grand 

 télescope. 



